Най- звезди са най-невероятните физически двигатели във Вселената. Те излъчват светлина и топлина и създават химични елементи в сърцевините си. Въпреки това, когато наблюдателите ги гледат в нощното небе, всичко, което виждат, са хиляди точкови светлини. Някои изглеждат червеникави, други жълти или бели или дори сини. Тези цветове всъщност дават улики за температурите и възрастите на звездите и къде се намират в продължителността на живота им. Астрономите "сортират" звезди по техните цветове и температури, а резултатът е известна графика, наречена диаграмата Hertzsprung-Russell. H-R диаграмата е диаграма, която всеки студент по астрономия научава рано.
Учене на основната H-R диаграма
Като цяло, H-R диаграмата е "график" на температура vs. сияйност. Мислете за „светимостта“ като начин да определите яркостта на даден обект. Температурата е нещо, с което всички сме запознати, обикновено като топлина на обект. Помага да се определи нещо, наречено звезда спектрален клас, което астрономите също измислят, като изучават
дължините на вълните на светлината, които идват от звездата. И така, в стандартна H-R диаграма, спектралните класове са обозначени от най-горещите до най-хладните звезди, с буквите O, B, A, F, G, K, M (и извън L, N и R). Тези класове също представляват специфични цветове. В някои H-R диаграми буквите са подредени в горния ред на диаграмата. Горещите синьо-бели звезди лежат вляво, а по-хладните са по-склонни към дясната страна на диаграмата.Основната H-R диаграма е обозначена като показаната тук. Нарича се почти диагоналната линия основната последователност. Почти 90 процента от звездите във Вселената съществуват по тази линия в даден момент от живота си. Те правят това, докато все още се разпалват с водород към хелий в своите ядра. В крайна сметка им липсва водород и започват да запалват хелия. Тогава те се развиват, за да станат гиганти и супергиганти. На диаграмата такива "напреднали" звезди се озовават в горния десен ъгъл. Звезди като Слънцето могат да поемат по този път и в крайна сметка да се свият, за да станат бели джуджета, които се появяват в долната лява част на диаграмата.
Учените и науката зад H-R диаграмата
H-R диаграмата е разработена през 1910 г. от астрономите Ейнар Херцспрунг и Хенри Норис Ръсел. И двамата мъже работеха със спектри на звезди - тоест те изучаваха светлината от звезди, използвайки спектрографи. Тези инструменти разграждат светлината до нейните компоненти дължини на вълната. Начинът, по който се появяват звездната дължина на вълната, дава указания за химичните елементи в звездата. Те могат също да разкрият информация за неговата температура, движение през пространството и силата на магнитното поле. Чрез начертаване на звездите на H-R диаграмата според техните температури, спектрални класове и светимост астрономите могат да класифицират звездите в различните им типове.
Днес има различни версии на диаграмата, в зависимост от това какви конкретни характеристики астрономите искат да направят. Всяка диаграма има подобно оформление, като най-ярките звезди се простират нагоре към върха и се отклоняват в горния ляв ъгъл, а няколко в долните ъгли.
Езикът на H-R диаграмата
Диаграмата H-R използва термини, познати на всички астрономи, така че си струва да научите "езика" на диаграмата. Повечето наблюдатели вероятно са чували термина "величина", когато се прилагат към звезди. Това е мярка за яркост на звезда. Звезда обаче може се появи светли по няколко причини:
- Тя може да бъде доста близо и по този начин да изглежда по-ярка от една по-далеч
- Може да е по-светло, защото е по-горещо.
За H-R диаграмата астрономите се интересуват главно от "вътрешната" яркост на звездата - тоест яркостта се дължи на това колко е гореща в действителност. Ето защо светимостта (спомената по-рано) е начертана по оста y. Колкото по-масивна е звездата, толкова по-сияйна е тя. Ето защо най-горещите, най-ярките звезди са начертани сред гигантите и супергигантите в H-R диаграмата.
Температурата и / или спектралният клас, както беше споменато по-горе, се получават, като се гледа светлината на звездата много внимателно. Скрити в своите дължини на вълната са улики за елементите, които са в звездата. Водородът е най-често срещаният елемент, както е показано от работата на астронома Цецелия Пейн-Гапошкин в началото на 1900-те. Водородът се слее, за да превърне хелия в ядрото, затова астрономите виждат и хелий в спектър на звезда. Спектралният клас е много тясно свързан с температурата на звездата, поради което най-ярките звезди са в класове O и B. Най-готините звезди са в класове К и М. Най-готините обекти също са тъмни и малки и дори включват кафяви джуджета.
Едно нещо, което трябва да се има предвид е, че H-R диаграмата може да ни покаже какъв звезден тип може да се превърне звездата, но не е задължително да прогнозира промени в звездата. Затова имаме астрофизиката - което прилага законите на физиката за живота на звездите.