Astronomiya

HR diaqramında bir ulduzun vəziyyəti

HR diaqramında bir ulduzun vəziyyəti

HR diaqramında bir ulduzun mövqeyi istifadə olunan böyüklük sistemindən / rəng indeksindən asılıdır?

HST WFC3 / UVIS məlumatlarını istifadə edərək və plan qurduğum zaman müəyyən bir qrupun CMD-sini yaratdım $ F275W ilə F275W - F606W $, müəyyən bir ulduz (müəyyən bir RA və dekabrda) mavi straggler bölgəsinin yaxınlığında idi, amma indi hiylə qurduğum zaman $ F438W ilə F438W - F814W $, eyni ulduz (eyni RA-da, dekabr) RGB-nin başlanğıcında tapıldı.

Niyə bu baş verir?


HR diaqramında bir ulduzun mövqeyi istifadə olunan böyüklük sistemindən / rəng indeksindən asılıdır?

Əlbəttə. Ancaq rəng ölçüsü diaqramı (və ya CMD) ilə işləyərkən İK diaqramının parlaqlığa və effektiv istilik sahəsinə aid olduğunu unutmayın.

Niyə bu baş verir?

Hər şeydən əvvəl bunun sizin günahınız olmadığını yoxlamalısınız. Qırmızı nəhəng budaqdan kənara çıxan üfüqi budaq kimi fiziki olmayan şeylər görürsənsə, səhv etdiyini bilirsən. Bu, pis kalibrləmə ilə baş verə bilər. Ancaq güman edirəm ki, sən təhlükəsizsən, bu sənin işin deyil.

Sonra böyüklüyün filtrlərdən asılılığının əhəmiyyətsiz olduğunu düşünürəm.

İndi filtrlərlə rənglər necə dəyişir? İlk təqribən başlayaq. Planckın funksiyasını xəyal etməyə başlayın (burada gedin) və filtrlərinizin monoxromatik olduğunu düşünün. Xatırladaq ki, rəng iki böyüklüyün fərqidir, yəni. begin {denlik *} m_1-m_2 = 2.5 log_ {10} I ( lambda_1) / I ( lambda_2) end {denlik *} harada $ I $ intensivliyi və $ lambda_1> lambda_2 $. İndi Planckian üzərindəki iki dalğa boyunuza uyğun nöqtələri götürün, yəni. $ I ( lambda_1) $$ I ( lambda_2) $və bu iki nöqtə arasında bir xətt çəkin. Xəttin yamacı mənfidirsə (poz. Müsbət), intensivlik nisbəti 1-dən azdır (daha çox), rəng isə mənfidir (pozitiv). Əgər nisbət 1-dirsə, yamac və rəng 0-dır. Beləliklə rəng, ikisi arasındakı Planckian yamacına mütənasibdir. $ lambda $s. Burada nöqtə gəlir: Planckian zirvəsi filtrlərin dalğa uzunluğuna yaxın olduqda rəng ən həssasdır. Pik filtr dalğa uzunluğundan çox uzaqdadırsa, Planckian yamacı demək olar ki, sabitləşir və rəng həssaslığını temperatura itirir. Bəzi CMD-də üfüqi qolun mavi hissəsinin birdən aşağı endiyini görməyinizin səbəbi budur: rəng doyur və temperatur dəyişikliyini tutmur. İlk evə aparma mesajı: fərqli rənglər Planckianın fərqli aralıklarını araşdırır və bu səbəbdən də təsirli temperaturun müxtəlif aralıklarına həssasdır.

Ancaq düşünürəm ki, nöqtəni vurmadıq. İkinci dərəcəli təqribən gedərək, filtrin bütün genişliyini nəzərə almalıyıq. Bu həqiqət çox təsir göstərir. Məsələn, rəng artıqlığı ulduzun spektral növündən asılı olaraq başlayır. Yəni daha isti ulduzlar daha çox qızarır, çünki qırmızılıq daha qısa müddətdə daha təsirli olur $ lambda $s (məsələn, məşhur Whitford qanunu), buna görə erkən spektral tipli ulduzlar axının çox hissəsini qısaca yayırlar $ lambda $s. Başqa bir effekt budur ki, geniş filtrlər udma xətləri və molekulyar zolaqlar tərəfindən yüksək dərəcədə təsirlənir və bu sizin vəziyyətinizdir. İki geniş UV filtrində fotometriyanız var, yəni. $ F275W $$ F438W $, güman edilən mavi bir boğucunun, buna görə çox mavi axını olan bir mənbə. Üstəlik, OH absorbsiya bandı sağa düşür $ F275W $ qrupa, bir neçə CH və CN bantları düşərsə $ F438W $ qrup. Beləliklə, rəngləriniz yalnız effektiv temperatur üçün deyil, həm də kimyəvi bolluq üçün etibarlı şəxslərdir. Diqqətlə, UV filtrləri fərqli bolluqlarından istifadə edərək CMD-lərdə çoxsaylı ulduz populyasiyalarını ayırmaq üçün istifadə edilmişdir. Belə ki, ikinci evə aparma mesajı: qızartı spektral tipdən asılıdır, amma ən əsası rənglər kimyəvi bolluqdan asılı ola bilər.

Nəhayət, digər cavabların da qeyd etdiyi kimi, bir ulduzun CMD üzərindəki mövqeyi dəyişkənlik kimi digər təsirlərlə dəyişdirilə bilər.


Birincisi, İK diaqramı CMD ilə eyni şey deyil.

HR diaqramı effektiv temperatur və ya qarşı parlaqlıqdır (və ya mütləq bolometrik böyüklük) effektiv temperatur üçün etibarlı bir vəkil.

"İstifadəçi xətası" olmadığını fərz etsək, bizə verdiyiniz məlumat budur ki, bu ulduz 275-606 rənglə "isti", 438-814 rəngdə daha soyuq görünür.

Bir neçə əsas izah sinifləri var. (1) Ulduzda (və ya bəlkə də həll olunmamış ikili sistemdə) ultrabənövşəyi ultrabənövşəyi var. Tipik olaraq bir yoldaş isti ağ cırtdan varsa bunu görə bilərsiniz. (2) Ulduzda infraqırmızı çoxluq var. Bunun səbəbi sərin bir yoldaş və ya ulduz materialı ola bilər. (3) Ulduz dəyişkəndir və fərqli filtrlərlə müşahidələr arasında parlaqlıq dəyişmişdir.


DƏRS 5: HERTZSPRUNG-RUSSELL DIAGRAMI

Sözlərlə: Kürə bir qara cismin parlaqlığı radiusunun kvadratı ilə və temperaturunun dördüncü gücü ilə mütənasibdir. Mütənasibliyin sabitliyi 4`pi`siqma`dır.

Qeyd: Ulduz mükəmməl bir qara cisim deyil, ancaq yaxındır. Astronomlar effektiv temperatur bir ulduz, Te, tənliklə

(1) A ulduzu və B ulduzu eyni radiusa malikdir, lakin B ulduzu iki qat daha isti olur. B ulduzu nə qədər parlaqdır?

Parlaqlıq T 4 ilə mütənasibdir, buna görə B ulduzu 2 4 = 16 qat daha parlaqdır.

(bax "Vacib tənliklər" vərəqəsi).

(2) İki ulduz eyni spektral tipə malikdir və eyni aydın parlaqlığa (axına) malikdirlər. Lakin A ulduzunun paralaksı 1 ", B ulduzunun paralaksı 0,1" dir. B ulduzu A ulduzuna nisbətən nə qədər böyükdür?

Burada bir neçə fərqli tənliyi toplamaq məcburiyyətindəyik. Bir ulduza olan məsafə d = 1 / p, burada p paralaks olduğu üçün B ulduzu A ulduzundan 10 qat daha uzaqdır. Ulduzun görünən axını f = L / (4`pi'd 2), belə ki, iki ulduzun eyni aydın axını varsa, B ulduzu 100 qat daha parlaq olmalıdır. İki ulduz eyni spektral tipə malik olduğundan eyni temperaturdadır. Ancaq L, R 2 T 4 ilə mütənasibdir, buna görə T eynidirsə və B ulduzu 100 qat daha parlaqdırsa, A ulduzundan on qat daha böyük olmalıdır.


HR diaqramında bir ulduzun yerləşməsi - Astronomiya

Bu simulyasiya Hertzsprung-Russell diaqramını və diaqramı anlamaq üçün lazım olan mövzuları araşdırır. Bu mövzular müxtəlif spektr, spektral təsnifat və parlaqlıq sinifini əhatə edir. Bu modul HR diaqramlarını oxumaq üçün kifayət qədər dərin bir təlimat verir. İstifadəçi ulduzun temperaturunu və lumonitesini dəyişə bilər və HR diaqramında mövqeyinin necə dəyişdiyini görə bilər.

Tələbə təlimatları, qiymətləndirmə materialları və istifadə olunan fərziyyələrin siyahısı daxil olmaqla təlimatçı mənbələri mövcuddur.

Bu, astronomiya kiçikləri toplusunun bir hissəsidir.

Bu materialı qiymətləndirmək istəyirsiniz?
Buraya daxil olun!

ComPADRE, sitat üslublarının beta testidir!

A Kevin Lee
T Nebraska Astronomiya Applet Layihəsi: Hertzsprung-Russel Diaqram Laboratoriyası
% D 26 Mart 2007
Nebraska Universitetində Astronomiya Təhsili
% C Linkoln
% U http://astro.unl.edu/naap/hr/hr.html
O tətbiq / flaş

% 0 Elektron Mənbə
Lee, Kevin
% D 26 Mart 2007
T Nebraska Astronomiya Applet Layihəsi: Hertzsprung-Russel Diaqram Laboratoriyası
Nebraska Universitetində Astronomiya Təhsili
% V 2021
% 24 İyun 2021
% 8 26 Mart 2007
% 9 tətbiq / flaş
% U http://astro.unl.edu/naap/hr/hr.html

İmtina: ComPADRE, yalnız bir bələdçi olaraq alıntı stilləri təklif edir. Avtomatlaşdırılmış prosedur olduğundan sitatlarla bağlı şərhlər verə bilmərik. Xahiş edirəm izahatlar üçün İstinad Mənbə Məlumat sahəsindəki stil təlimatlarına baxın.

Təqdim olunan AIP Stili AIP Stil Təlimatındakı məlumatlara əsaslanır.

Təqdim olunan APA Style APA Style.org-un məlumatlarına əsaslanır: Elektron İstinadlar.

Təqdim olunan Chicago Stili, Çikaqo Stili Sənədləşmə Nümunələrindəki məlumatlara əsaslanır.


Astronomiya 102 Xüsusi: Hertzsprung-Russell Diaqramı və Temperatur və Parlaqlıq arasındakı əlaqə

Hər hansı bir ulduz qrupu üçün Hertzsprung-Russell (H-R) diaqramının ən gözə çarpan xüsusiyyətlərindən biri, demək olar ki, bütün ulduzların yerləşdiyi yerdə yuxarı soldan aşağı sağa doğru uzanan diaqonal zolaqdır. Bu qrupa əsas ardıcıllıq deyilir və hər hansı bir ulduz qrupu üçün çox məşhur olduğundan, vacib və gələcək tədqiqata layiq olmalıdır.

H-R Diaqramında Əsas Sıra mövcudluğu əksər ulduzlar üçün parlaqlıq və temperatur arasında bir əlaqə olduğunu göstərir. H-R Diaqramındakı x oxunun Temperatur olduğunu və geriyə doğru çəkildiyini və H-R Diaqramındakı y oxunun Parlaqlıq olduğunu xatırladın, doğru yolu çəkdi. Bir qarşılıqlı əlaqə aydın olur, çünki ulduzlar süjetdə təsadüfi şəkildə paylanmır, əksinə yaxşı məhdud bir bölgədə. Aşağıdakı süjetdə əsas ardıcıllıq xal toplusundan daha çox tək sətir şəklində göstərilir. Bunu hər temperaturda ulduzların toplanması üçün orta parlaqlığı hesablayaraq, sonra bu ulduzların hamısını təmsil etmək üçün yalnız bir nöqtə cızmaqla etdim. Əsasən süjetin oxunmasını bir az asanlaşdırır.

Diqqət yetirin ki, temperatur və parlaqlıq arasındakı korrelyasiya birbaşa bir əlaqədir --- yəni temperatur artdıqca (yəni, sahədəki sola getdikcə) parlaqlıq artır. Bu birbaşa korrelyasiya bir qədər qara cisim emitentinin temperaturu və parlaqlığı arasındakı əlaqəni xatırladır. Xatırladaq ki, bir qaraciyər üçün ümumi intensivlik və temperatur aşağıdakı kimidir:

burada mən intensivlik, T isə temperaturdur. Bundan əlavə, bir qaradərinin çıxardığı parlaqlığın gücü və ya ona bərabər şəkildə:

burada S - emitentin səth sahəsi. Bir kürə üçün (bütün ulduzlar sferikdir):

burada R kürənin radiusudur. İndi bu üç əlaqəni birləşdirərək əldə edirik:

və bir qara cisim yayan üçün temperaturla parlaqlıq arasında birbaşa əlaqə olduğunu tapırıq. Bu əlaqə, H-R Diaqramında görünən istilik və parlaqlıq arasındakı birbaşa əlaqəni izah edə bilərmi? Çox inandırıcı görünür, çünki bir çox səbəbə görə ulduzların əsasən qara cisimlər kimi yaydığını düşünürük.

Gəlin öyrənək. Bunun yolu bir ulduzun tam olaraq bir qara cisim kimi davranması halında bir ulduzun necə yayacağı modelini yaratmaqdır. Ən sadə model, bütün ulduzların Günəşin ölçüsü olduğunu düşünməkdir, çünki Günəş ölçüsünü bildiyimiz bir ulduzdur. Sonra modelimiz bizə istilik və parlaqlıq arasında birbaşa əlaqə qurur:

= 4 x 3.14 x 5.67 x 10 -8 x (6.96 x 10 8) 2 T 4

Bu əlaqəni bir neçə fərqli temperatur modeli ulduzları üçün əldə etdiyimiz parlaqlığı hesablayaraq birbaşa H-R Diaqramına qura bilərik. Bu bizə H-R Diaqramında bir xətt verəcəkdir.

Model xəttimiz və Ana Sıra eyni olsaydı, modelimizin verilərə "uyğun" olduğu və sadə qaraciyər modelimizin həqiqi ulduzlardakı istilik və parlaqlıq arasındakı əlaqəni izah etdiyi nəticəsinə gələ bilərik. Ancaq bu iki sətir üst-üstə düşmür və buna görə də əlaqəni izah etdiyimizi iddia edə bilmərik.

Əslində, modelimiz Əsas Sıra ulduzlarının temperaturuna görə parlaqlığını proqnozlaşdırmaq üçün olduqca pis bir iş görür. Məsələn, bir temperatur üçün 11220 K'yi modelə qoşduğumuzda, Günəşin parlaqlığından təxminən 14 dəfə çox olan bir parlaqlıq və ya 14 L o (yuxarıdakı şəkildə mavi artı ilə göstərildiyi kimi) çıxırıq. Bununla birlikdə, səth temperaturu 11220 K olan real ulduzların parlaqlığı təxminən 100 L o ya da təxminən beş qat daha yüksəkdir. Buna görə uyğunlaşmağı tələb etməyimizdən əvvəl çox işimiz var.

Model çox yaxşı uyğunlaşmasa da, bəzi hissələrini mənalı olduğu üçün saxlamaq istərdik. Birincisi və bəlkə də ən əhəmiyyətlisi ulduzların qara cisim kimi davranmasıdır. Bunun belə olduğuna inandığımız bir çox səbəb var, o cümlədən ulduzların genişzolaqlı spektrlərinin xarakterik qara cisim formasına sahib olması və spektral xətt müşahidələrindən alınan temperaturların geniş zolaqlı spektrin e qara cisimlə uyğunlaşmasından əldə edilən temperaturla uyğunluğu. əyri. Beləliklə, mümkünsə qaraciyər fərziyyəsini saxlamağa çalışmaq dəyərdir.

Bununla birlikdə, modelimizdə demək olar ki, tamamilə haqsız olan bir başqa fərziyyə etdik. Günəşin ölçüsü barədə biliklərimizə əsasən bütün ulduzlar üçün bir ölçü seçdik. Bu, bəlkə də yaxşı bir başlanğıc nöqtəsi olsa da, Günəş ölçüsünü ölçə biləcəyimiz yeganə ulduz obyekt olduğundan, bütün ulduzların Günəşlə eyni ölçüdə olmasına heç bir səbəb yoxdur. Ölçüləri Günəşin üç qatından böyük olan ulduzlar varsa? Bu ulduzlar hansı istilik-parlaqlıq əlaqəsi ola bilər?

Beləliklə, müəyyən bir temperatur üçün daha böyük bir ulduz daha böyük bir parlaqlığa sahib olacaqdır. Niyə? Çünki temperatur ulduzun səthinin intensivliyini təyin edərkən, daha böyük ulduz daha çox səthə sahib olacaq və buna görə də iki ulduzun temperaturu və buna görə də intensivliyi eyni olsa da (daha çox parlaqlıq yayacaqdır) bu problem dəsti # 2-də indi bunun səbəbini bilirsiniz). Beləliklə, daha böyük ulduzlar üçün qara cisim modelinin H-R Diaqramında Günəş ölçüsündə olan ulduzlar xəttindən daha yüksək görünə biləcəyini gözləyə bilərik. Eynilə, Günəşdən kiçik ulduzlar üçün qara cisim modeli H-R Diaqramında daha aşağı görünür, çünki kiçik ulduzların radiasiya üçün səthi azdır.

Və tam olaraq budur:

Hər üç model əyrisi eyni enişə malikdir və bu yamac Əsas Sıranın yamacı deyil, buna görə ayrı-ayrılıqda bu modellərdən heç biri Ana Sıra ilə uyğun gəlmir. Bu, əsas sıradakı ulduzların hamısı eyni ölçüdə olmadığını söyləyir, düşündüyünüz zaman çox yaxşıdır. Axı niyə onsuz da bütün ulduzlar eyni ölçüdə olmalıdır?

Bu modellər ayrı-ayrılıqda Əsas Sekansa uyğun gəlməməsinə baxmayaraq, birlikdə əsas Sıranın çox hissəsini əhatə edir. Yəni, əsas ardıcıllığın fərqli hissələri üçün fərqli ulduz ölçülərindən istifadə etməyinizə qarşı olmadığınız müddətcə, bütün ulduzları temperatur və ulduz ölçüsünün birlikdə artdığı bir qara cisim modeli ilə izah edə bilərik. Aşağı temperaturda əsas ardıcıllıq ulduzları, ölçüləri də günəşdən kiçikdirsə, qara cisim modelimiz tərəfindən ən yaxşı şəkildə izah edilə bilər və yüksək temperaturda əsas ardıcıllıq ulduzları, ölçüləri də günəşdən böyükdürsə, yaxşı izah edilə bilər.

Beləliklə, HR Diaqramındakı temperatur və parlaqlıq arasındakı aydın korrelyasiyanı bir qara cisim modeli və başqa bir korrelyasiya - Temel Sıra ulduzları üçün başqa bir nisbət - temperatur və ölçü arasındakı əlaqəni izah edə bilərik. Əlavə olaraq, H-R Diaqramındakı mövqenin bizə yuxarı sağdakı ulduzların Günəşdən, sol altdakı ulduzlar Günəşdən qat-qat kiçik olduğunu deyə biləcəyini də görə bilərik. Əsas Sıra ulduzları nisbətən dar ölçülərdə düşür, radiusları Günəş radiusunun təxminən 30% -i ilə Günəş radiusunun təqribən 10 qatına qədərdir.

Kursun sonrakı hissələrində səth temperaturu ilə ulduz ölçüsü arasındakı bu yeni əlaqənin, daha bir əsas parametr --- ulduz kütləsinin nəticəsi olduğunu görəcəyik.


HR diaqramında bir ulduzun yerləşməsi - Astronomiya

Məlumat mənbəyi Yaxınlıqdakı Ulduzların Üçüncü Kataloqudur.

Xahiş edirəm bu həllin aşağıdakı xüsusiyyətlərini nəzərdən keçirin.

    Sarı kvadrat, Günəş kimi ulduzların bu diaqramda yerləşdiyini göstərir. Bu nümunədəki əsas ardıcıllıq ulduzlarının əksəriyyəti əslində günəşdən daha soyuq və daha az işıq saçır. ulduzların çoxunun parlaqlığı günəşin% 1-dən azdır. Bütün nümayəndə nümunələri bu populyasiyanı göstərəcəkdir. Bu əhali orada deyilsə, nümunəniz qərəzlidir. (bu gün ulduzların niyə qalaktikadakı ən çox sayda olduğunu başa düşəcəyik).

Yaxşı, indi nümunə seçək və öz İK diaqramlarımızı düzəldək yuxarıdakı cavabla müqayisə edək:

Paralaks nümunəsi seçmək üçün əsasən 3 yol vardır.

  • Görünən parlaqlığa görə seçim
  • Görünən rəngə görə seçim
  • Göydəki mövqeyə görə seçim.

Bu xüsusiyyətlər simulyasiyanın bir hissəsidir, çünki a) səma mövqeyi sürüşərək təyin olunur, b) ekrandakı nöqtənin ölçüsü ulduzun aydın parlaqlığı ilə mütənasibdir və c) nöqtənin rəngi görünən rəngi təmsil edir ( göydən qırmızıya qədər).

Görünən parlaqlığa görə seçim

  1. Bir kataloq düyməsini göstərin
  2. Kataloq olaraq 30 parlaq ulduzu seçin.
  3. Ulduzu tıklayaraq ölçü üçün bir ulduz seçin. Ulduzun adı bundan sonra görünəcək. Əlavə ulduzları seçmək üçün ekranın ətrafında gəzin və ya bir ulduz göstər onay qutusuna vurun və sadəcə siyahıdan ulduzları ardıcıl olaraq seçin. (bunu etmək çox güman ki, asandır)
  4. İndi Addım 2 Detector vurun.
  5. İndi o ulduzun paralaksını ölçürsünüz. Xahiş edirəm səhv və ya Plitə parametrlərini tənzimləməyin.
  6. Yaxşı bir paralaks olduğunuzu düşündüyünüzdə, histogramdakı bu dəyəri vurun, histoqramın altındakı İK Diaqramı önizləmə pəncərəsinə bir nöqtə əlavə olunduğunu görəcəksiniz.
  7. 3-cü Adımı vurğulamaq, bu səhifənin yuxarı hissəsindəki həll ilə müqayisə edə biləcəyiniz İK diaqramını göstərəcəkdir.
  8. İndi Addım 1-ə qayıdın və başqa bir ulduz ölçün, və s. Bu şəkildə mövcud 30 ulduzdan 15-i ölçün. Açılan siyahıdan təsadüfi olaraq 15 ulduz seçin.

İndi bu işi təkrarlayırıq, ancaq bu dəfə 20 Yaxın Ulduz adlı kataloqu seçin.

İndi yeni öyrəndiklərimiz budur ki, astronomiyada edə biləcəyiniz tək təmsilçi nümunə həcm məhdud bir nümunədir. Yəni müəyyən bir məsafəni təyin edin və düşündüyünüz hər bir obyekti bu radiusda ölçün.

Göründüyü kimi, yaxınlıqdakı 20 ulduz üçün ya qırmızı alt əsas ardıcıllıq ulduzları ya da ağ cırtdanlardır.

İndi müəyyən etdik ki, Hertzsprung Russel (HR) diaqramında ulduzların çoxu Ana Sıra adlanan bu diaqonal zolağı doldurur.

Əsas ardıcıllıq ulduzlarının xüsusiyyətləri aşağıdakılardır:

Ulduz Təkamülü əsas dildə başa düşmək nisbətən sadədir. Budur əsas anlayışlar:

    Təkamül zaman ölçüsü tamamilə ulduz kütləsi ilə idarə olunur. Kütləvi ulduzlar aşağı kütləli ulduzlara nisbətən daha tez inkişaf edir.

    P = G: ulduz nüvəsində cədvəl enerjisi istehsalı meydana gəlir Bu, ulduzun çökməsinin qarşısını alan qaz təzyiqini təmin edir. Hər bir kütlənin bənzərsiz bir nüvə istiliyi meydana gətirdiyi üçün sabitləşdirmək üçün unikal bir P dəyəri var. Beləliklə, 2 günəş kütləsi ulduzunun əsas temperaturu 1 günəş kütləsi ulduzundan daha böyükdür. Daha yüksək nüvə temperaturu, daha yüksək bir qaynaşma dərəcəsi yaradır, bu daha sonra Sinif İçi Məşqdə təsdiqlənə bilər.

Qeyd: Genişlənən qazlı sərin, yıxılan qazlı istilik torbaları İdeal Qaz Qanunu.

    Bir hidrogen topu, nüvədəki hidrogen birləşməsi ulduzu daha da çökməyə qarşı sabitləşdirənə qədər çökür. Ulduz indi əsas ardıcıllıq ulduzu . Bütün əsas ardıcıllıq ulduzları, kütlələrindən asılı olmayaraq nüvələrindəki hidrogenləri birləşdirirlər. Bütün əsas ardıcıllıq ulduzları sabitdir (P = G) və nüvələri sabit temperaturdadır.


Bu simulyasiya Hertzsprung-Russell diaqramını və diaqramı anlamaq üçün lazım olan mövzuları araşdırır. Bu mövzular müxtəlif spektr, spektral təsnifat və parlaqlıq sinifini əhatə edir. Bu modul HR diaqramlarını oxumaq üçün kifayət qədər dərin bir təlimat verir. İstifadəçi ulduzun temperaturunu və lumonitesini dəyişə bilər və HR diaqramında mövqeyinin necə dəyişdiyini görə bilər.

Tələbə təlimatları, qiymətləndirmə materialları və istifadə olunan fərziyyələrin siyahısı daxil olmaqla təlimatçı mənbələri mövcuddur.

Bu, astronomiya kiçikləri toplusunun bir hissəsidir.

Bu materialı qiymətləndirmək istəyirsiniz?
Buraya daxil olun!

ComPADRE, sitat üslublarını beta sınaqdan keçirir!

A Kevin Lee
T Nebraska Astronomiya Applet Layihəsi: Hertzsprung-Russel Diaqram Laboratoriyası
% D 26 Mart 2007
Mən Nebraska Universitetində Astronomiya Təhsili
% C Linkoln
% U http://astro.unl.edu/naap/hr/hr.html
O tətbiq / flaş

% 0 Elektron Mənbə
Lee, Kevin
% D 26 Mart 2007
T Nebraska Astronomiya Applet Layihəsi: Hertzsprung-Russel Diaqram Laboratoriyası
Mən Nebraska Universitetində Astronomiya Təhsili
% V 2021
% 24 İyun 2021
% 8 26 Mart 2007
% 9 tətbiq / flaş
% U http://astro.unl.edu/naap/hr/hr.html

İmtina: ComPADRE, yalnız bir bələdçi olaraq alıntı stilləri təklif edir. Avtomatlaşdırılmış prosedur olduğundan sitatlarla bağlı şərhlər verə bilmərik. Xahiş edirəm izahatlar üçün İstinad Mənbə Məlumat sahəsindəki stil təlimatlarına baxın.

Təqdim olunan AIP Stili AIP Stil Təlimatındakı məlumatlara əsaslanır.

Təqdim olunan APA Style APA Style.org-un məlumatlarına əsaslanır: Elektron İstinadlar.

Təqdim olunan Chicago Stili, Çikaqo Stili Sənədləşmə Nümunələrindəki məlumatlara əsaslanır.


Ulduzların Parlaqlıq Dərsləri

Ulduzlar beş əsas parlaqlıq sinifinə ayrılır. Bunlar beş sinifdir:

Mən Supergiants Ömrünün sonlarına yaxın çox nəhəng və parlaq ulduzlar. Ia bu ulduzların ən parlaqını təmsil edən Ia və ya Ib olaraq alt siniflərə ayrılırlar. Bu ulduzlar çox nadirdir - hər milyon ulduzdan biri supergigandır. Ən yaxın supergiant ulduz, 310 işıq ili məsafədəki Canopus (F0Ib). Digər bəzi nümunələr Betelgeuse (M2Ib), Antares (M1Ib) və Rigel (B8Ia). Nəhəng və fövqəladə ulduzlar arasında parlaqlığa sahib olan II Parlaq Nəhəng Ulduzlar. Bəzi nümunələr Sargas (F1II) və Alphard (K3II). III Normal Nəhənglər Bunlar, ömrünün sonunda nəhəng bir ulduz olmaq üçün şişmiş az kütləli ulduzlardır. Bu kateqoriyaya supergig statusuna doğru irəliləyən bəzi yüksək kütlə ulduzları da daxildir. Bəzi nümunələr Arcturus (K2III), Hadar (B1III) və Aldebaran (K5III). Nəhəng və ya super vəziyyətə çevrilməyə başlayan IV Subgiants Ulduzları. Bəzi nümunələr Alnair (B7IV) və Muphrid (G0IV). Bu kateqoriyaya daxil olan Procyon-a da diqqət yetirin və buna görə də: F5IV-V. V Cırtdanlar Bütün normal hidrogen yanan ulduzlar. Ulduzlar miqyasını inkişaf etdirmədən əvvəl həyatlarının çox hissəsini bu kateqoriyada keçirirlər. Bu kateqoriyadakı O və B sinif ulduzları əslində çox nəhəng ulduzlardan çox parlaq və işıqlıdır və ümumiyyətlə daha parlaqdır. Bəzi nümunələr Günəş (G2V), Sirius (A1V) və Vega (A0V).


HR diaqramında bir ulduzun yerləşməsi - Astronomiya

Orrery, planetlərin Günəş ətrafında öz orbitləri boyunca mövqelərini göstərən günəş sisteminin bir modelidir.

Yuxarıdakı cədvəl Günəşin mərkəzində (sarı top), Günəş sisteminin ən daxili planetləri ilə əhatə olunmuşdur.

Kamera bucağını döndərmək üçün cədvəli vurun və sürükləyin və ya böyüdüb böyütmək üçün siçan çarxınızı istifadə edin Alternativ olaraq, zoom səviyyəsini tənzimləmək üçün cədvəlin altındakı sürgüdən istifadə edə bilərsiniz. Kiçikləşdirdiyiniz zaman, Günəş sisteminin xarici planetləri və ndash Jupiter, Saturn, Uranus və Neptune & ndash görünəcək.

Tarix sürgəci, planetlərin zamanla öz orbitləri boyunca hərəkətini görmək üçün bir neçə ay irəli və ya geri hərəkət etməyə imkan verir.

Üst panel, planetlərin Yerdən göründüyü kimi gecə səmasında harada göründüyünü göstərir. Sarı xətt bürcləri işarələyir və Günəşin səmadan keçən illik yolunu & ndash və boz xəttlər bürc sərhədlərini göstərir.

Orrery'nin rəng kodlaması, hər bir planetin göründüyü günün vaxtını göstərir. Bu, Yerdən göründüyü kimi planetin yerləşdiyi istiqamətdən asılıdır. Bir planetə görmə xəttimiz Günəşlə görüş xəttimizdən geniş şəkildə ayrılırsa, planet gecənin çox hissəsində asanlıqla görünəcəkdir. Əks təqdirdə, planet Günəşə çox yaxın görünür.

Yuxarıdakı cədvəldə yaşıl rəngə boyanan yerlər Günəşin parıltısı ilə gizlənən qırmızı rəngli olan yerlərdən asanlıqla görünür. Tünd göy rəngli sahələr səhər səmasında, açıq mavi olanlar axşam səmasında görünür. Bu rəng kodlaşdırması "Planetin yer üzünə görünməsi" seçiminin seçimini ləğv etməklə söndürülə bilər.

"Perihelion / aphelion işarəsi" seçimi edərək, planetlərin hər birinin orbitləri boyunca Günəşdən ən yaxın və daha sonrakı nöqtələri işarələyən etiketlər əlavə edilə bilər. Yerin orbitinə, Günəş ətrafında illik dövrəsini həyata keçirərkən hər ayın ilk günü keçdiyi nöqtələrlə əlavə olaraq etiket verilir.


Müasir Klassik HR Diaqramı

Kimdən Ulduzların Cambridge Ensiklopediyası, J. B. Kaler, Cambridge University Press, 2006. Müəllif hüquqları və surəti Cambridge University Press.

  • V: Əsas ardıcıllıqla cırtdanlar
  • IV: Subgiants
  • III: Nəhənglər
  • II: Parlaq nəhənglər
  • İb: Kiçik supergians
  • Ia: Böyük supergians
  • Ia-0: Supergiant-hipergiant
  • D: Ağ cırtdanlar (sol altda)

İK Diaqramı mövzusundakı dəyişikliklər vatdakı həqiqi parlaqlığın temperaturla müqayisədə və rəngə qarşı qurulmuş müxtəlif şiddət şəkillərini əhatə edir.

İzahat və təkamül

L ardıcıllığından və ya O sinifinə qədər olan əsas ardıcıllıq cırtdanlar, hidrogenləri səssizcə nüvələrindəki heliuma birləşdirirlər. Ən yüksək kütlələr, Günəşdən 120 dəfə çox, yuxarı solda, ən aşağı kütlələr sağın altındadır. Kütlələri Günəşdən 0,075 qat altında olan L və T sinfi qəhvəyi cırtdanlar adi hidrogendən başlayaraq tam bir qaynaşma üçün içəridə çox sərin və yalnız təbii deyeriumlarını (ağır hidrogen) birləşdirə bilərlər.

Nüvə hidrogen bitdikdə, əsas ardıcıllıq nəhəng və ya supergigant olmaq üçün (kütlələrinə görə) balonu xaricə ulduzlayır. Bir ulduzun doğuş kütləsi nə qədər aşağı olsa, o qədər uzun yaşayacaqdır. Yüksək kütlə sonunda hidrogenlə qaynaşma ömrü iki milyon il qədər qısadır. Təxminən 0,08 günəş kütləsi kütləsində, ömür müddəti Qalaktikanın 12-13 milyard illik yaşını vurdu. Bu həddən aşağı heç bir ulduz ölməyib.

Təxminən 10 günəş kütləsinin altındakı ulduzlar genişlənir və soyuyur, əvvəlcə subgiants, daha sonra nüvə heliumlarını karbon və oksigenlə birləşdirən həqiqi nəhənglər olur (hidrogen qaynayan qabıqlarla əhatə olunmuş nüvələr). Ən sağ tərəfdəki ən nəhəng nəhənglər bütün mərkəzi heliumlarını istifadə etdilər və yenidən ölü karbon-oksigen nüvələri ilə genişləndilər (helium və hidrogeni birləşdirən və yanma dövrlərində dəyişən yuva qabıqları ilə əhatə olunmuşdur). İnkişaf etmiş nəhənglər daha sonra ağ cırtdanlara çevrilən nüvələrini ifşa etmək üçün güclü küləklər nəticəsində səssiz xarici zərflərini itirirlər. Ağ cırtdanlar üçün soyutma müddəti o qədər uzundur ki, Qalaktika tarixində heç biri gözdən itməmişdir. "Qara cırtdanlar" yoxdur.

Təxminən 10 günəş kütləsindən yuxarı olanlar yüksək kütləli cırtdanlar hidrogen nüvələrini tükəndikdə, supergigents kimi genişlənir və soyuyurlar. Ağ cırtdanlar özlərini dəstəkləmək üçün 1,4 günəş kütləsinin altında olmalıdır (Chandrasekhar Limiti). Fövqəluca o qədər böyükdür ki, nüvəsi həddi aşar. Üstəlik, yüksək kütləsi, karbon və oksigenin daha ağır elementlərə birləşməsini və daha sonra dəmirlənməsini təmin edir. Dəmir nüvənin fəlakətli çöküşü, ulduzun qalan hissəsini ümumiyyətlə -17 bal gücündə vuran parlaq bir supernova kimi partlamağa səbəb olur.


Gaia Ulduz boşluğu müəyyənləşdirir

Bəzən daha dəqiq ölçmələr köhnə strukturlarda yeni kəşflər etmək üçün lazım olan hər şeydir! Yeni bir işdə, Gaia missiyasından alınan məlumatlar, əsas ardıcıllıq ulduzları arasında gizlənmiş bir sürpriz aşkar etdi.

Yeni bir xüsusiyyətə sahib köhnə diaqram

Hipparcos kataloqudan 22.000 ulduz və yaxınlıqdakı ulduzların Gliese kataloqu 1.000 ulduzları ehtiva edən bir HR diaqramı. Əsas ardıcıllıq ulduzları diaqonal zolaq kimi görünür, lakin bu cədvəldəki M cırtdanlar üçün məlumatlar azdır (sağ alt küncdə). [Richard Powell]

Bir əsrdən çoxdur ki, yaxınlıqdakı ulduzlar üçün İK diaqramları qursaq da, bu ulduzlar üçün məlumatlarımız yaxşılaşdıqca dəyişməyə davam edirlər. Xüsusilə, bugünkü dəqiq astrometriya dövrü bizi əhatə edən ulduzlar üçün məsafə ölçmələrini xeyli yaxşılaşdırdı və diaqramda daha dəqiq yerləşdirilməsinə imkan verdi. Gaia missiyasının son ikinci məlumat yayımı, milyardlarla ulduz üçün HR diaqramında praktik olaraq hər növü əhatə edən dəqiq astrometriya ölçmələrini təqdim etdi - keçmişdə az nümunə götürülmüş M cırtdanlar da daxil olmaqla.

Wei-Chun Jao (Corciya Dövlət Universiteti) rəhbərlik etdiyi bir qrup alim indi bu məlumatları araşdırdı və sürpriz tapdı: M cırtdanlarının ortasında İK diaqramında bir boşluq var.

Gaia DR2 məlumat dəstindəki 100 adət içindəki ulduzlar üçün İK diaqramının bir hissəsi. Dar bir az sıxlıqlı boşluq iki kəsikli xətt arasındakı əsas ardıcıllığı kəsərək görünür. [Jao et al. 2018]

Boşluğu nəzərə alın

Jao və işbirlikçiləri, Gaia arxivindən HR diaqramı üzərində cəmi 250.000 ulduz çəkdilər. Yeni məlumatlar və təkmilləşdirilmiş ölçmələr əvvəllər görünməmiş bir xüsusiyyəti ortaya çıxardı: az olan əsas ardıcıllıqla dar, diaqonal bir dilim. İtkin ulduzlar M-cırtdan bölgəsinin ortasında görünür.

Müəlliflər ulduzları 2MASS kataloqu ilə qarşı-qarşıya qoyaraq boşluğun digər məlumatlarda və rəng zolaqlarında da olduğunu tapdılar - bu yalnız Gaia fotometriyasının qəribə bir qəribəliyi olmadığını göstərir. Sonra boşluğun yalnız müəyyən bir məsafədəki ulduzlarda olub olmadığını yoxlayırlar. Başqa bir yox: 425 işıq ilinə qədər olan məsafələri əhatə edən müxtəlif populyasiyalarda da eyni şəkildə görünür.

Konveksiya keçidi

Bəs bu gözlənilməz xüsusiyyətə səbəb olan nədir? Müəlliflər boşluğun varlığı və davamlılığının bunun hələ düşünmədiyimiz bəzi təməl fizika ilə əlaqəli olduğunu iddia etdiyini iddia edirlər - bu daima həyəcan verici bir perspektivdir!

M cırtdanlar, əksər konvektivdən 0,35 günəş kütləsi kütlələrində burada göstərilən tam konvektiv olmağa keçərlər. [NASA / CXC / M.Weiss]

Gələcəkdə müəlliflər populyasiya tendensiyalarını daha yaxşı başa düşmək üçün boşluqdakı və yaxınlığındakı ulduzlar üzərində daha çox məlumat - dinamik kütlələr, radiuslar, metalliklər, fırlanma dövrləri və maqnit xüsusiyyətləri kimi - toplanmasını təklif edirlər. Bu vaxt, məlumatlarımızı yaxşılaşdırmağa davam etsək, köhnə strukturlarda kəşf etməyimiz üçün hələ də sürprizlərin qaldığını bildiyimiz üçün həyəcanlı ola bilərik.

İstinad

Wei-Chun Jao et al 2018 ApJL 861 L11. doi: 10.3847 / 2041-8213 / aacdf6


Videoya baxın: GÜNƏŞİN NƏ OLDUĞUNU bilirsiniz? Günəş sadəcə bir ulduzdur! (Oktyabr 2021).