Диаграмма Герцшпрунга - Рассела

МУНИЦИПАЛЬНОЕ ОБЩЕОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ БЮДЖЕТНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ СРЕДНЯЯОБЩЕОБРАЗОВАТЕЛЬНАЯ  ШКОЛА № 4

РЕФЕРАТ

по Астрономии

Диаграмма Герцшпрунга - Рассела

                                                    Выполнили: Костюченко Макар Вячеславович,          Кузнецов Фёдор Александрович

обучающийеся10 «А» класса

Проверил: Гончар Артём Иванович.

Зея

2019

Введение

Меняется ли звездное небо? Сегодня мы привыкли к мысли, что звезды могут рождаться и умирать: взрываться сверхновыми, превращаться в черные дыры, нейтронные звезды и белые карлики. Но представление о том, что звезды на небе могут появляться и исчезать, далеко не всегда было очевидным и общеизвестным. Долгие столетия считалось, что их количество не меняется, и сама мысль, что звезды могут вдруг возникать, оказалась довольно нетривиальной, так как не было возможности пронаблюдать рождение звезды.

Процесс звездной эволюции во Вселенной непрерывен и цикличен – угасают старые звезды, на смену им зажигаются новые.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела — одна с основополагающих классификационных астрономических систем. Подобно другим популяризированным научным теориям, диаграмма ГР дала  человечеству куда больше, чем просто наглядную демонстрацию классификации космических светил. С ее помощью астрономы смогли упорядочить один с центральных процессов во Вселенной — эволюцию звезд.

Вывели диаграмму Герцшпрунга-Рассела в начале двадцатого века — переломный период для астрономии. Вместо описания космических объектов, протоколирования их движения и периодических явлений, астрономы задались новым вопросом — почему все происходит именно так?

Оглавление

Диаграмма Герцшпрунга - Рассела...............................................................4

История.........................................................................
...................................5

Роль диаграммы в теории эволюции звёзд...................................................5

Области диаграммы.......................................................................
.................6

Как рождаются звёзды..........................................................................
..........8

Голубые Бока............................................................................
.......................9

Эволюция протозвезды.....................................................................
..............10

Звезда или планета? ................................................................................
........10

Вывод...........................................................................
......................................12

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (или Рессела), также встречается диаграмма Г-Р, цвет — звёздная величина или спектр — светимость — диаграмма рассеяния, по осям которой отмечается абсолютная звёздная величина (или светимость) и спектральный класс (или температура поверхности) звезды. Звёзды на этой диаграмме не распределены равномерно, а располагаются в определённых областях. Эта диаграмма сыграла важную роль в развитии теории звёздной эволюции.  

История.

В XIX веке в Гарвардской обсерватории проводились масштабные спектроскопические исследования звёзд, которые переросли в каталог Генри Дрейпера. В этом исследовании Антония Мори разделила звёзды по наличию определённых спектральных линий в их спектрах, а Эйнар Герцшпрунг заметил, что некоторые классы звёзд в среднем имели меньшее собственное движение, что говорило об их большей удалённости, и, следовательно, о большей светимости. Это наводило на мысль о связи светимости и спектрального класса, о чём Герцшпрунг опубликовал статью в 1908 году, после чего он начал изучать звёздные скопления, так как в них звёзды находятся на одинаковом расстоянии от Земли. Он опубликовал диаграммы «цвет — звёздная величина» для скоплений в 1911 году.

В 1910 году Ханс Розенберг опубликовал диаграмму зависимости видимой звёздной величины от интенсивности линии кальция и двух линий серии Бальмера для звёзд скопления Плеяд.

В Принстонском университете, независимо от Герцшпрунга и Розенберга, примерно то же самое исследовал Генри Норрис Расселл. Он составлял подобные диаграммы, но не для отдельных скоплений, а для различных звёзд, делая поправку на их расстояние, чтобы получить абсолютную звёздную величину. Его работа была опубликована в 1913 году.

Сам термин «диаграмма Герцшпрунга — Рассела» появился на два десятилетия позже, благодаря датскому астроному Бенгту Стрёмгрену: в 1933 году он предложил называть диаграмму «спектр-светимость» в честь первых, кто её построил.

Роль диаграммы в теории эволюции звёзд.

Появление этой диаграммы навело астрономов на мысль, что она может отражать ход звёздной эволюции. Первоначально возникали гипотезы, что звёзды образуются красными гигантами, затем попадают на главную последовательность, а затем движутся вниз — предполагалось, что всё это время они излучают энергию за счёт сжатия. Однако, эта модель быстро показала свою несостоятельность: в таком случае возраст Солнца должен был составлять не более 100 миллионов лет, что входило в противоречие с данными биологов и геологов. Только в 1930 году противоречие разрешилось само собой: было выяснено, что источником энергии звёзд являются термоядерные реакции.

Области диаграммы.

Как уже говорилось, звёзды на диаграмме группируются в некоторых областях. Это связано с тем, что в течение жизни звёзды определённым образом эволюционируют и в течение жизни занимают определённые положения на диаграмме.

Большинство звёзд, по разным оценкам, до 90%, находятся на так называемой главной последовательности — на диаграмме она проходит от ярких и горячих звёзд до тусклых и холодных. Практически все звёзды оказываются на стадии главной последовательности после того, как окончательно сформируются и находятся на ней большую часть своей жизни. Именно поэтому их больше всего.

Следующие два класса распространены значительно меньше, но после звёзд главной последовательности они наиболее многочисленны. Красные гиганты в верхней правой части диаграммы — звёзды поздних спектральных классов с относительной высокой светимостью — то, во что превращаются звёзды главной последовательности ближе к концу жизни. Белые карлики в нижней левой части — то, что остаётся от красных гигантов после окончания их жизни и сброса оболочки.

Есть и другие классы звёзд, но они ещё менее распространены. Это, к примеру, сверхгиганты: массивные звёзды образуются редко, недолго находятся на главной последовательности и ещё меньше времени — на стадии сверхгигантов. Другим примером могут служить субкарлики: они в принципе не становятся звёздами главной последовательности ни до, ни после этой стадии из-за низкой металличности они светят на 1,5–2m слабее звёзд.

Зная спектральный класс звезды, можно оценить её абсолютную звёздную величину. И хотя для этого обычно нужно определить еще и класс светимости, он также может быть определён с помощью спектральных наблюдений. Зная абсолютную и видимую звёздные величины, можно узнать расстояние до звезды.

С момента образования, звезда в развитии не стоит на месте — и в диаграмме Герцшпрунца-Рассела это видно лучше всего. Рождение, старение и смерть светила отслеживается по диаграмме ГР четкой линией, называемой «эволюционным треком». Взяв, к примеру, трек нашего Солнца, можно выделить следующие этапы: После рождения, около 90% «жизни» звезда располагается в Главной последовательности — поэтому к ней и принадлежит больше всего звезд. Срок такого стабильного существования непосредственно зависит от положения в диаграмме. Чем выше и левее звезда, тем ярче она и горячее — следовательно, в ней быстрее выгорает водород. Звезды пониже — тусклее, они могут существовать десятками миллиардов лет. Солнце тут заняло «золотую середину». Оно горит уже 5 миллиардов лет и будет гореть примерно столько же.

Что случится, когда водород — звездное топливо — полностью выгорит? В Солнца, как и в других небольших звезд, происходит гравитационное сжатие — коллапс. Так как энергии становится меньше, силы тяготения начинают сильнее сжимать ядро звезды. От этого загорается гелий в ядре — «пепел» от первичного горения водорода. Сила этого процесса такова, что светило расширяется в десятки раз и светится ярче. Но энергия горения гелия не превышает энергию водорода, и за счет увеличения площади, звезда остывает до красного цвета. Так Солнце превратится в красного гиганта, покинув Главную последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рассела ради высот гигантов.

             Фотография красного

сверхгиганта Бетельгейзе

Как рождаются звёзды.

Звезды рождаются, когда облако, состоящее в основном из межзвездного газа и пыли, сжимается и уплотняется под действием собственной гравитации. Считается, что именно этот процесс приводит к образованию звезд. С помощью оптических телескопов астрономы могут увидеть эти зоны, они похожи на темные пятна на ярком фоне. Их называют “гигантскими комплексами молекулярных облаков”, потому что водород входит в их состав в форме молекул. Эти комплексы, или системы, наряду с шаровыми звездными скоплениями, представляют собой самые крупные структуры в Галактике, их диаметр иногда достигает 1300 световых лет.

Для изучения их особенностей ученые используют мощные радиотелескопы. Это единственное оборудование, которое может уловить слабую радиацию (волны, длина которых измеряется миллиметрами), исходящую от молекулярных облаков. Зона активного звездообразования находится недалеко от Солнечной системы – это туманность Ориона, ее можно увидеть даже невооруженным глазом.

Ученые считают, что первые галактики образовались из-за того, что материя была распределена во Вселенной не равномерно, затем в галактиках постепенно начали формироваться звезды в результате сжатия газовых облаков под действием гравитации.

Более молодые звезды, их называют “звездное население I”, образовались из останков, получившихся в результате вспышек старых звезд, их называют “звездное население II”.

Вспышка взрывного характера вызывает волну, которая доходит до ближайшей туманности и провоцирует ее сжатие

Голубые Бока

Итак, происходит сжатие части туманности. Одновременно с этим процессом начинается образование плотных темных газопылевых облаков круглой формы. Их называют “Глобулы Бока”. Бок – американский астроном голландского происхождения (1906-1983) – впервые описал глобулы. Масса глобул примерно в 200 раз превышает массу нашего Солнца.

По мере того как глобула Бока продолжает сгущаться, ее масса увеличивается, притягивая к себе благодаря гравитации материю из соседних областей. В связи с тем, что внутренняя часть глобулы сгущается быстрее, чем внешняя, глобула начинает разогреваться и вращаться. Через несколько сотен тысяч лет, во время которых происходит сжатие, образуется протозвезда.

Эволюция протозвезды

Благодаря увеличению массы к центру протозвезды притягивается все больше материи. Энергия, высвободившаяся из сжимающегося внутри газа, трансформируется в тепло. Давление, плотность и температура протозвезды повышаются. Из-за повышения температуры звезда начинает светиться темно-красным светом.

Протозвезда имеет очень большие размеры, и хотя тепловая энергия распределяется по всей ее поверхности, она все равно остается относительно холодной. В ядре температура растет и достигает нескольких миллионов градусов по Цельсию. Вращение и круглая форма протозвезды несколько видоизменяются, она становится более плоской. Этот процесс длится миллионы лет.

Увидеть молодые звезды трудно, так как они еще окружены темным пылевым облаком, из-за которого почти не виден блеск звезды. Но их можно просмотреть при помощи специальных инфракрасных телескопов. Горячее ядро протозвезды окружено вращающимся диском из материи, обладающей большой силой притяжения. Ядро настолько разогревается, что начинает выбрасывать материю с двух полюсов, где сопротивляемость минимальна. Когда эти выбросы сталкиваются с межзвездной средой, они замедляют движение и рассеиваются по обеим сторонам, образую каплевидную или аркообразную структуру, известную под названием “объект Хербика-Харо”.

Эволюция Звезд

Построение диаграммы стало результатом одним из множества логических экспериментов, проводимых в то время.  Американцу Норрису Расселу и датчанину Эйнару Герцшпрунгу одновременно пришла в голову идея. Что будет, если выстроить звезды в одну систему координат, где их положение по вертикальной оси зависело бы от силы свечения, а по горизонтальной — от температуры? Если бы звезды распределились по системе равномерно, никакого открытия не было бы. Но любое отклонение от порядка показало бы закономерность в устройстве светил, объясняющая многие загадки. Так и случилось. Если сила свечения по оси Y будет расти снизу вверх, а температура по оси X — справа налево, то звезды делятся на три четко выраженные группы — последовательности, как их именуют астрофизики:

Посередине, с верхнего левого в нижний правый угол, тянется Главная последовательность — ряд обычных, карликовых звезд, составляющих 90% от количества звезд во Вселенной. К ним относится и наше Солнце. Их температура прямо пропорциональна светимости — чем горячее звезда, тем ярче она горит.

В верхнем правом углу собрались светила, которые очень яркие, но с низкой температурой — на это указывает их красный цвет. В этой последовательности собрались звезды гиганты и сверхгиганты.

Ниже главной последовательности находятся звезды, нагревающиеся до голубого и белого цветов, а света излучают совсем немного. Это — белые карлики.

Разделение на последовательности не было самоцелью создания диаграммы. Выявленная закономерность между энергией и излучением звезды, связанная с протеканием внутреннего термоядерного процесса, стала иллюстрацией самой наглядной динамики во Вселенной — эволюции звезд.

Звезда или планета?

Итак, температура протозвезды доходит до нескольких тысяч градусов. Дальнейшее развитие событий зависит от габаритов этого небесного тела; если его масса небольшая и составляет менее 10% от массы Солнца, это значит, что нет условий для прохождения ядерных реакций. Такая протозвезда не сможет превратится в настоящую звезду. Ученые рассчитали, что для превращения сжимающегося небесного тела в звезду его минимальная масса должна составлять не менее 0,08 от массы нашего Солнца. Газосодержащее облако меньших размеров, сгущаясь, будет постепенно охлаждаться и превратится в переходный объект, нечто среднее между звездой и планетой, это так называемый “коричневый карлик”. Планета Юпитер представляет собой небесный объект слишком малых размеров, чтобы стать звездой. Если бы он был больше, возможно, в его недрах начались бы ядерные реакции, и он наряду с Солнцем способствовал бы появлению системы двойных звезд.

Вывод

В данном реферате были рассмотрены такие темы как: Диаграмма Герцшпрунга – Рассела, История, Роль диаграммы в теории эволюции звёзд, Области диаграммы, Как рождаются звёзды, Голубые Бока, Эволюция протозвезды, Звезда или планета?  В ходе работы мы многое узнали о диаграмме Герцшпрунга – Рассела. О её истории и применении, о том что по ней определяют и обозначения на ней.