Viena iš labiausiai atpažįstamų mokslo pasaulio elementų klasifikavimo schemų yra periodinė lentelė. Jei analizuosime plačiau ir supaprastintai, pamatysime, kad Hertzsprung-Russell diagrama tai tarsi periodinė lentelė, bet žvaigždžių. Pagal šią diagramą galime surasti žvaigždžių grupę ir pamatyti, kur ji yra klasifikuojama pagal jos charakteristikas. Dėl to buvo galima žymiai paspartinti įvairių egzistuojančių žvaigždžių grupių stebėjimą ir klasifikavimą.
Todėl mes skirsime šį straipsnį, kad pasakytume apie visas Hertzsprung-Russell diagramos ypatybes ir svarbą.
Savybės ir veikimas
Bandysime suprasti, kaip veikia Hertzsprung-Russell diagrama ir iš ko ji susideda. Dvi ašys grafike matuoja skirtingus dalykus. Horizontali ašis matuoja dvi skales, kurias galima apibendrinti į vieną. Eidami į dugną, įvertinkime žvaigždės paviršiaus temperatūrą Kelvino laipsniais nuo aukščiausių iki žemiausių.
Viršuje matome kažką kitokio. Yra keletas sekcijų, kiekviena pažymėta laiškas: O, B, A, F, G, K, M. Tai spektrinis tipas. Tai reiškia, kad ji yra žvaigždės spalva. Kaip ir elektromagnetinio spektro atveju, jis svyruoja nuo melsvos iki raudonos spalvos. Abi skalės rodo tą patį ir sutaria viena su kita, nes spektrinį tipą lemia žvaigždės paviršiaus temperatūra. Didėjant jo temperatūrai, keičiasi ir jo spalva. Prieš pereinant per oranžinius ir baltus tonus, jis pereina nuo raudonos iki melsvos. Šio tipo diagramoje galite lengvai palyginti, kokia temperatūra gali būti lygi kiekvienai žvaigždės spalvai.
Kita vertus, vertikalioje Hertzsprung-Russell diagramos ašyje matome, kad ji matuoja tą pačią koncepciją. Jis išreiškiamas skirtingomis skalėmis, tokiomis kaip ryškumas. Kairėje pusėje šviesumas matuojamas atsižvelgiant į saulę. Tokiu būdu palengvinamas gana intuityvus likusių žvaigždžių spindesio nustatymas ir saulė laikoma nuoroda. Lengva suprasti, ar žvaigždė yra daugiau ar mažiau šviečianti už saulę, nes mums lengva ją vizualizuoti. Tinkama skalė turi šiek tiek tikslesnį šviesumo matavimo būdą nei kita. Ją galima išmatuoti pagal absoliutų dydį. Kai žiūrime į miško žvaigždes, viena voverė labiau nei kitos. Akivaizdu, kad daugeliu atvejų tai atsitinka todėl, kad žvaigždės susitinka skirtingais atstumais, o ne todėl, kad viena yra ryškesnė už kitą.
Žvaigždė spindi
Išėję iš dangaus matome, kad kai kurios žvaigždės šviečia ryškiau, tačiau tai vyksta tik iš mūsų perspektyvos. Tai vadinama tariamuoju dydžiu, nors ir turi nedidelį skirtumą: tariamasis žvaigždės dydis gaunamas fiksuojant vertės, kurią toks šviesumas turėtų už mūsų atmosferos, o ne viduje. Tokiu būdu tariamasis dydis neatspindės tikrojo žvaigždės spindesio. Todėl negalima naudoti tokios skalės, kokia yra Hertzsprung-Russell diagramoje.
Norint gerai išmatuoti žvaigždės šviesumą, reikia naudoti absoliutų dydį. Būtų akivaizdu, kad žvaigždė turėtų 10 parekų atstumu. Žvaigždės būtų vienodu atstumu, todėl tariamas žvaigždės dydis būtų paverstas faktiniu jos ryškumu.
Pirmas dalykas, kurį reikia stebėti žiūrint į grafiką, yra didelė įstriža linija, einanti nuo viršutinio kairio iki apatinio dešiniojo. Tai yra žinoma kaip pagrindinė seka, kurioje susitinka didelė dalis žvaigždžių, įskaitant saulę. Visos žvaigždės gamina energiją, sulydydamos vandenilį, kad jose susidarytų helis. Tai yra bendras jų visų veiksnys, dėl kurio skiriasi jų šviesumas, tai, kad jie yra pagrindinės sekos dalis, yra jų masė. Tai reiškia, kad kuo daugiau žvaigždės masės, tuo greičiau susiliejimo procesas paskatins ją vykti, taigi ji turės vis daugiau šviesos ir paviršiaus temperatūros.
Todėl darytina išvada, kad žvaigždės, turinčios didesnę masę, išsidėsčiusios kairiau ir aukščiau, taigi jos turi daugiau temperatūros ir daugiau šviesos. Tai yra mėlyni milžinai. Mes taip pat turime mažesnės masės žvaigždžių, esančių dešinėje ir apačioje, todėl jų temperatūra ir šviesumas yra mažesni ir jie yra raudonieji nykštukai.
Milžiniškos žvaigždės ir Hertzsprung-Russell diagramos supergigantai
Jei nutolstame nuo pagrindinės sekos, diagramoje galime pamatyti kitus sektorius. Viršuje yra milžinai ir supergigantai. Nors jų temperatūra yra tokia pati kaip ir daugelio kitų pagrindinių sekų žvaigždžių, jų šviesumas yra daug didesnis. Taip yra dėl dydžio. Šioms milžiniškoms žvaigždėms būdinga tai, kad jos ilgą laiką sudegino vandenilio atsargas, todėl savo funkcijoms atlikti jos turėjo pradėti naudoti skirtingus degalus, tokius kaip helis. Tada mažėja šviesumas, nes kuras nėra toks galingas.
Tai likimas, turintis daugybę žvaigždžių, esančių pagrindinėje sekoje. Tai priklauso nuo jų turimos masės, jie gali būti milžiniški arba supergigantiški.
Žemiau pagrindinės sekos turime baltus nykštukus. Daugumos žvaigždžių, kurias matome danguje, galutinis tikslas yra baltasis nykštukas. Šiame etape žvaigždė turi labai mažą dydį ir didžiulį tankį. Laikui bėgant, baltieji nykštukai juda vis toliau į dešinę ir žemyn diagrama. Taip yra todėl, kad jis nuolat praranda šviesumą ir temperatūrą.
Iš esmės tai yra pagrindiniai žvaigždžių tipai, atsirandantys šiame grafike. Yra keletas dabartinių tyrimų, kurie bando išryškinti ir sutelkti dėmesį į kai kuriuos grafiko kraštutinumus, kad viską žinotų giliau.
Tikiuosi, kad turėdami šią informaciją galite sužinoti daugiau apie Hertzsprung-Russell diagramą ir jos ypatybes.