Hertzsprung-Russell 다이어그램

hertzsprung-russell 다이어그램

과학 세계에서 원소를 분류하는 가장 잘 알려진 방법 중 하나는 주기율표입니다. 광범위하고 단순화 된 방식으로 분석하면 Hertzsprung-Russell 다이어그램 그것은 주기율표와 같지만 별들의 것입니다. 이 다이어그램을 사용하여 별 그룹을 찾고 특성에 따라 분류되는 위치를 볼 수 있습니다. 이 덕분에 존재하는 여러 별 그룹의 관찰과 분류를 상당히 발전시킬 수있었습니다.

따라서 우리는 Hertzsprung-Russell 다이어그램의 모든 특성과 중요성에 대해 설명하기 위해이 기사를 바칠 것입니다.

특징 및 작동

Hertzsprung-russell 다이어그램 및 특성

Hertzsprung-Russell 다이어그램의 작동 원리와 구성 요소를 이해하려고합니다. 그래프의 두 축은 서로 다른 것을 측정합니다. 가로축은 하나로 요약 할 수있는 두 개의 척도를 측정합니다. 바닥으로 가면 별의 표면 온도를 가장 높은 온도에서 가장 낮은 온도까지 켈빈도 단위로 조정 해 보겠습니다.

상단에서 우리는 다른 것을 봅니다. 각각으로 표시된 여러 섹션이 있습니다. 문자 : O, B, A, F, G, K, M. 이것은 스펙트럼 유형입니다. 그것은 별의 색이라는 것을 의미합니다. 전자기 스펙트럼과 마찬가지로 푸르스름한 색상에서 빨간색까지 다양합니다. 스펙트럼 유형은 별의 표면 온도에 의해 결정되기 때문에 두 척도는 동일하며 서로 일치합니다. 온도가 올라가면 색도 변합니다. 주황색과 흰색 톤을 거치기 전에 빨간색에서 파란색으로 바뀝니다. 이 유형의 다이어그램에서 별이 가진 각 색상의 온도를 쉽게 비교할 수 있습니다.

반면에 Hertzsprung-Russell 다이어그램의 수직 축에서 동일한 개념을 측정한다는 것을 알 수 있습니다. 광도와 같은 다른 스케일로 표현됩니다. 왼쪽에 광도는 태양을 기준으로 측정됩니다. 이런 식으로 나머지 별들의 광도에 대한 상당히 직관적 인 식별이 용이 해지고 태양이 기준으로 간주됩니다. 별이 태양보다 더 밝거나 덜 빛나는 지 쉽게 볼 수 있습니다. 올바른 척도는 다른 척도보다 약간 더 정확한 광도 측정 방법을 가지고 있습니다. 절대 크기로 측정 할 수 있습니다. 우리가 숲을 볼 때 다른 다람쥐보다 한 마리의 다람쥐가 별을 표시합니다. 분명히 이것은 별이 다른 거리에서 만나기 때문에 발생하며 하나가 다른 것보다 밝기 때문이 아닙니다.

별이 빛난다

스타 광도

우리가 하늘을 떠날 때 우리는 일부 별이 더 밝게 빛나는 것을 보지만 그것은 우리의 관점에서만 발생합니다. 이것은 작은 차이가 있지만 겉보기 크기라고합니다. 별의 겉보기 크기는 고정에 의해 만들어집니다. 그러한 광도가 내부가 아니라 대기 외부에있을 가치. 이런 식으로 겉보기 크기는 별이 가진 실제 광도를 나타내지 않습니다. 따라서 Hertzsprung-Russell 다이어그램에있는 것과 같은 척도를 사용할 수 없습니다.

별의 광도를 측정하기 위해서는 절대 크기를 사용해야합니다. 별이 10 파섹 떨어져있는 겉보기 크기 일 것입니다. 별은 모두 같은 거리에 있으므로 별의 겉보기 크기는 실제 광도로 변환됩니다.

그래프를 볼 때 가장 먼저 관찰해야 할 것은 왼쪽 상단에서 오른쪽 하단으로 이어지는 큰 대각선입니다. 그것은 주 계열로 알려져 있으며 태양을 포함한 별의 대부분이 만나는 곳입니다. 모든 별은 수소를 융합하여 에너지를 생성하여 그 안에 헬륨을 생성합니다. 이것은 그들 모두가 가진 공통 요소이며 그들의 광도를 다르게 만드는 것은 그들이 주 계열의 일부인 것이 그들의 질량이라는 것입니다. 즉, 별의 질량이 많을수록 융합 과정이 더 빨라지므로 점점 더 많은 광도와 표면 온도를 갖게됩니다.

따라서 질량이 더 큰 별은 왼쪽과 위쪽에 더 멀리 위치하여 더 많은 온도와 더 많은 광도를 갖습니다. 이것들은 푸른 거인. 우리는 또한 오른쪽과 아래에 더 낮은 질량을 가진 별을 가지고 있습니다. 그래서 그들은 더 적은 온도와 광도를 가지고 있고 적색 왜성입니다.

Hertzsprung-Russell 다이어그램의 거대한 별과 초거성

색상 다양한 별

메인 시퀀스에서 벗어나면 다이어그램 내의 다른 섹터를 볼 수 있습니다. 맨 위에는 거인과 초거성이 있습니다. 그들은 다른 많은 주 계열성들과 같은 온도를 가지고 있지만 훨씬 더 높은 광도를 가지고 있습니다. 이것은 크기 때문입니다. 이 거대한 별들은 오랜 시간 동안 수소 매장량을 태워 온 것이 특징이므로 헬륨과 같은 다른 연료를 사용하기 시작해야했습니다. 연료가 그렇게 강력하지 않기 때문에 광도가 감소하는 때입니다.

이것은 주 계열에있는 수많은 별을 품고있는 운명입니다. 그것은 그들이 가진 질량에 따라 다르며, 거대하거나 매우 거대 할 수 있습니다.

메인 시퀀스 아래에는 백색 왜성이 있습니다. 우리가 하늘에서 보는 대부분의 별들의 최종 목적지는 백색 왜성입니다. 이 단계에서 별은 매우 작은 크기와 엄청난 밀도를 채택합니다. 시간이 지남에 따라 백색 왜성은 다이어그램의 오른쪽과 아래로 점점 더 이동합니다. 이것은 지속적으로 광도와 온도를 잃기 때문입니다.

이들은 기본적으로이 그래프에 나타나는 주요 별 유형입니다. 모든 것을 더 깊이 알기 위해 그래프의 극단을 강조하고 초점을 맞추려는 현재 연구가 있습니다.

이 정보를 통해 Hertzsprung-Russell 다이어그램과 그 특성에 대해 더 많이 알 수 있기를 바랍니다.


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