Một trong những sơ đồ dễ nhận biết nhất để phân loại các nguyên tố trong thế giới khoa học là bảng tuần hoàn. Nếu chúng ta phân tích một cách rộng rãi và theo một cách đơn giản, chúng ta thấy rằng Sơ đồ Hertzsprung-Russell nó giống như một bảng tuần hoàn, nhưng của các vì sao. Với biểu đồ này, chúng ta có thể xác định vị trí của một nhóm các ngôi sao và xem nó được phân loại ở đâu theo đặc điểm của nó. Nhờ đó, việc quan sát và phân loại các nhóm sao khác nhau đang tồn tại đã có thể tiến bộ đáng kể.
Do đó, chúng tôi sẽ dành bài viết này để cho bạn biết tất cả các đặc điểm và tầm quan trọng của sơ đồ Hertzsprung-Russell.
Tính năng và hoạt động
Chúng tôi sẽ cố gắng hiểu cách hoạt động của biểu đồ Hertzsprung-Russell và nó bao gồm những gì. Hai trục trên biểu đồ đo những thứ khác nhau. Trục hoành đo lường hai thang đo có thể được tóm tắt thành một. Khi chúng ta đi đến đáy, hãy chia tỷ lệ nhiệt độ bề mặt của ngôi sao theo độ Kelvin từ nhiệt độ cao nhất đến nhiệt độ thấp nhất.
Ở trên cùng, chúng tôi thấy một cái gì đó khác nhau Có một số phần mà mỗi phần được đánh dấu bằng một chữ cái: O, B, A, F, G, K, M. Đây là loại quang phổ. Nó có nghĩa rằng nó là màu của ngôi sao. Đối với quang phổ điện từ, nó dao động từ màu hơi xanh đến màu đỏ. Cả hai thang đo đều chỉ ra giống nhau và đồng ý với nhau vì loại quang phổ được xác định bởi nhiệt độ bề mặt của ngôi sao. Khi nhiệt độ của nó tăng lên, màu sắc của nó cũng thay đổi. Nó chuyển từ màu đỏ sang hơi xanh, trước khi chuyển qua tông màu cam và trắng. Trong loại biểu đồ này, bạn có thể dễ dàng so sánh nhiệt độ mà mỗi màu mà ngôi sao có có thể bằng nhau.
Mặt khác, trên trục tung của biểu đồ Hertzsprung-Russell, chúng ta thấy rằng nó đo lường cùng một khái niệm. Nó được thể hiện ở các thang độ khác nhau như độ sáng. Ở bên trái độ sáng được đo bằng cách lấy mặt trời làm tham chiếu. Bằng cách này, việc xác định khá trực quan về độ sáng của phần còn lại của các ngôi sao được tạo điều kiện thuận lợi và mặt trời được lấy làm tham chiếu. Có thể dễ dàng nhận ra một ngôi sao phát sáng nhiều hơn hay ít hơn mặt trời vì chúng ta rất dễ hình dung về nó. Thang đo bên phải có cách đo độ sáng chính xác hơn một chút so với thang đo khác. Nó có thể được đo bằng độ lớn tuyệt đối. Khi chúng ta nhìn vào các ngôi sao rừng, một con sóc nhiều hơn những con khác. Rõ ràng, trong nhiều trường hợp, điều này xảy ra bởi vì các ngôi sao gặp nhau ở những khoảng cách khác nhau chứ không phải vì một ngôi sao sáng hơn ngôi sao kia.
Ngôi sao toả sáng
Khi chúng ta rời khỏi bầu trời, chúng ta thấy rằng một số ngôi sao tỏa sáng hơn, nhưng nó chỉ xảy ra theo quan điểm của chúng ta. Đây được gọi là độ lớn biểu kiến của, mặc dù nó có một sự khác biệt nhỏ: độ lớn biểu kiến của một ngôi sao được tạo ra bằng cách cố định giá trị mà độ sáng như vậy sẽ có bên ngoài bầu khí quyển của chúng ta, không phải bên trong. Theo cách này, cường độ biểu kiến sẽ không đại diện cho độ sáng thực mà ngôi sao có. Do đó, không thể sử dụng một thang đo như trong biểu đồ Hertzsprung-Russell.
Để có thể đo độ sáng của giếng sao, phải dùng độ lớn tuyệt đối. Đó sẽ là cường độ biểu kiến mà một ngôi sao sẽ cách xa 10 parsec. Tất cả các ngôi sao sẽ ở cùng một khoảng cách, và do đó độ lớn biểu kiến của một ngôi sao sẽ được chuyển đổi thành độ sáng thực của nó.
Điều đầu tiên cần quan sát khi nhìn vào biểu đồ là một đường chéo lớn chạy từ phía trên bên trái đến phía dưới bên phải. Nó được gọi là chuỗi chính và trong đó một phần lớn các ngôi sao, bao gồm cả mặt trời, gặp nhau. Tất cả các ngôi sao đều tạo ra năng lượng bằng cách nung chảy hydro để tạo ra heli bên trong chúng. Đây là yếu tố chung mà tất cả chúng đều có và điều làm cho độ sáng của chúng khác nhau là thứ chúng là một phần của dãy chính là khối lượng của chúng. Điều đó có nghĩa là, một ngôi sao có khối lượng càng lớn thì quá trình nhiệt hạch diễn ra càng nhanh, vì vậy nó sẽ có độ sáng và nhiệt độ bề mặt ngày càng nhiều hơn.
Do đó, các ngôi sao có khối lượng lớn hơn nằm xa hơn về bên trái và phía trên nên chúng có nhiệt độ cao hơn và độ sáng cao hơn. Đây là những người khổng lồ xanh. Chúng ta cũng có những ngôi sao có khối lượng thấp hơn ở bên phải và bên dưới, vì vậy chúng có nhiệt độ và độ sáng thấp hơn và là sao lùn đỏ.
Các ngôi sao khổng lồ và siêu khổng lồ của biểu đồ Hertzsprung-Russell
Nếu chúng ta di chuyển ra khỏi chuỗi chính, chúng ta có thể thấy các cung khác trong biểu đồ. Đứng đầu là những người khổng lồ và siêu khổng lồ. Mặc dù chúng có cùng nhiệt độ với nhiều ngôi sao trong dãy chính khác, nhưng chúng có độ sáng cao hơn nhiều. Điều này là do kích thước. Những ngôi sao khổng lồ này có đặc điểm là đã đốt cháy nguồn dự trữ hydro trong một thời gian dài, vì vậy chúng phải bắt đầu sử dụng các loại nhiên liệu khác nhau như heli cho chức năng của mình. Đó là khi độ sáng giảm dần vì nhiên liệu không mạnh.
Đây là số phận nắm giữ một số lượng lớn các ngôi sao nằm trong dãy chính. Nó phụ thuộc vào khối lượng mà chúng có, chúng có thể khổng lồ hoặc siêu khổng lồ.
Bên dưới dãy chính, chúng ta có các sao lùn trắng. Điểm đến cuối cùng của hầu hết các ngôi sao chúng ta nhìn thấy trên bầu trời là trở thành một ngôi sao lùn trắng. Trong giai đoạn này, ngôi sao có kích thước rất nhỏ và mật độ rất lớn. Theo thời gian, các sao lùn trắng di chuyển ngày càng xa về bên phải và xuống dưới biểu đồ. Điều này là do nó liên tục mất độ sáng và nhiệt độ.
Về cơ bản, đây là những loại sao chính xuất hiện trên biểu đồ này. Có một số nghiên cứu hiện tại cố gắng làm nổi bật và tập trung vào một số điểm cực trị của biểu đồ để biết mọi thứ chuyên sâu hơn.
Tôi hy vọng rằng với thông tin này, bạn có thể tìm hiểu thêm về biểu đồ Hertzsprung-Russell và các đặc điểm của nó.