pedagogiska vetenskaper

• Kulkov Alexey Vladimirovich, m?sterstudent
• Smolensk State University, Smolensk

• FYSIK
• STJ?RNOR
• PRAKTISKT ARBETE
• ASTRONOMI
• HERTZSHPRUNG-RUSSELL DIAGRAM
• EN DATOR

Uppsatsen presenterar ett praktiskt arbete om astronomi "Att fylla i Hertzsprung-Russell-diagrammet", vars implementering ?r baserad p? anv?ndningen av datorprogrammet Stellarium - ett virtuellt planetarium och anv?ndningen av kunskapss?kningsf?rm?ga p? Internet. I arbetet bekantar sig eleverna med de fysiska egenskaperna hos olika stj?rnor, de bildar sig en uppfattning om typerna av stj?rnor och deras skillnader.

• N?dv?ndigheten och metoderna f?r att undervisa i astronomiskt material i skolkursen i fysik
• J?mf?relse av programmeringsspr?k p? exemplet med arraysortering
• Forskning individuellt slutprojekt av studenter i fysik
• De st?rsta sv?righeterna med att f?rst? tal genom geh?r, ?vervinna dem

Som en del av fysikkursen i ?rskurs 11 avs?tts en mindre tid f?r att studera avsnittet "Astronomie". Till exempel, f?r grundniv?n, tilldelas endast cirka 3-4 timmar, och f?r profilniv?n - 6-8 timmar [ivf]. Denna tid r?cker inte f?r en fullst?ndig f?rklaring av astronomiskt material f?r skolbarn och dess assimilering av dem. Uppmuntra eleverna att sj?lvst?ndigt studera ?mnet (eller ?tminstone bli bekanta med det) genom att v?cka ett intresse f?r astronomi. Det st?rsta intresset kommer att vara studiet av astronomi p? en dator, det vill s?ga anv?ndningen av datorprogram, virtuella laboratorier, interaktiva modeller och s? vidare. Astronomi ?r en vetenskap som k?nnetecknas av att fenomen och processer ?r otillg?ngliga f?r sensorisk perception, abstrakta begrepp och integrering av kunskap fr?n olika omr?den. De flesta rymd- och universella f?rem?l, deras r?relse och struktur kan inte ses "live", i det h?r fallet kommer datorverktyg till unds?ttning. Stj?rnor kan urskiljas bland s?dana f?rem?l.

F?ljande ?r ett praktiskt arbete om astronomi "Att fylla i Hertzsprung-Russell-diagrammet", vars implementering ?r baserad p? anv?ndningen av datorprogrammet Stellarium - ett virtuellt planetarium och anv?ndningen av informationss?kningsf?rdigheter p? Internet. I arbetet bekantar sig eleverna med de fysiska egenskaperna hos olika stj?rnor, de bildar sig en uppfattning om typerna av stj?rnor och deras skillnader.

Praktiskt arbete "Att fylla i Hertzsprung-Russell-diagrammet"

M?l med arbetet:

1. F?r att konsolidera det teoretiska materialet om ?mnet "Stj?rnornas egenskaper."
2. F? praktiska f?rdigheter i att arbeta med Stellarium-programmet och s?ka information p? Internet.
3. Fyll i Hertzsprung-Russell-diagrammet.

Framsteg

?vning 1. Skriv ner stadierna av stj?rnors utveckling (en stj?rnas livsv?g).

Moln av interstell?r gas и

Uppgift 2. Fyll i Hertzsprung-Russell-diagrammet (Figur 1).

Figur 1. Hertzsprung-Russell-diagram

Proceduren f?r att fylla i diagrammet:

1. F?r att fylla i diagrammet beh?ver du f?ljande data om stj?rnor: spektraltyp, ljusstyrka (i solens ljusstyrka) och stj?rnans temperatur. F?r att fastst?lla dessa data anv?nds programmet "Stellarium" (virtuellt planetarium) och webbplatsen "Wikipedia - den fria encyklopedin".
2. ?ppna Stellarium-programmet. Anpassa gr?nssnittet f?r Stellarium-programmet i inst?llningspanelen (inst?llningspanelen ser ut som i figur 2)

Aktivera f?ljande ikoner: "Namn p? konstellationer", "Linje av konstellationer". G?r f?ljande ikoner inaktiva: "Earth", "Atmosphere". Som ett resultat kommer du att f? en vy av stj?rnhimlen med namnen p? konstellationerna och deras konturer. Figur 3 visar stj?rnbilden Ursa Major.

1. F?r att fylla i tabellen m?ste du v?lja en konstellation som inneh?ller minst 4 stj?rnor.
2. Klicka p? en stj?rna i stj?rnbilden. Som ett resultat kommer information om stj?rnan att visas i det ?vre v?nstra h?rnet av sk?rmen (Figur 4).

1. Fr?n den mottagna informationen kommer f?ljande data att beh?vas f?r att fylla i diagrammet: spektralklass och absolut magnitud.
2. Med hj?lp av v?rdet av den absoluta stj?rnmagnituden, hitta v?rdet p? stj?rnans ljusstyrka i solens ljusstyrka med hj?lp av formeln:

,

var ?r stj?rnans ljusstyrka i solens ljusstyrka ( L 0 - solens ljusstyrka), M 0 - solens absoluta magnitud, lika med +4,83, M?r stj?rnans absoluta magnitud.

1. F?lj den h?r l?nken https://en.wikipedia.org f?r att komma in p? sajten "Wikipedia - den fria encyklopedin". I s?krutan anger du namnet p? den valda stj?rnan och klickar p? s?k. Datasidan f?r den valda stj?rnan visas. I avsnittet "Fysiska egenskaper" hittar du information om stj?rnans temperatur, dess spektraltyp och ljusstyrka (Figur 5).

J?mf?r det erh?llna v?rdet av ljusstyrka i solens ljusstyrka, som ber?knas enligt formeln och presenteras p? Wikipedias webbplats.

1. S?ledes finns det alla n?dv?ndiga data f?r att fylla i Hertzsprung-Russell-diagrammet: spektraltyp, ljusstyrka (i enheter f?r solenergi) och stj?rnans temperatur. Placera den valda stj?rnan p? sj?kortet enligt erh?llna data.
2. F?lj stegen d-h f?r alla stj?rnor i den valda konstellationen.
3. G?r en slutsats om vilka typer av stj?rnor som ing?r i den stj?rnbild du har valt.

Notera: F?r att ladda ner Stellarium-programmet, f?lj l?nken http://www.stellarium.org/ru/ eller anv?nd QR-koden som visas i figur 6.

Detta praktiska arbete kan erbjudas elever b?de som l?xor och under klassrumsarbete. N?r du arbetar i en klass ?r det l?mpligt att dela in klassen i grupper som var och en kommer att erbjudas sin egen konstellation. Under kollektivt grupparbete kan du skriva ut Hertzsprung-Russell-diagrammet i stort format och h?nga det p? tavlan och det kommer att fyllas i kollektivt n?r varje grupp slutf?r uppgiften.

Under det praktiska arbetet "Att fylla i Hertzsprung-Russell-diagrammet" formar sig eleverna inte bara id?er om astronomis grundl?ggande begrepp, utan utvecklar ocks? grupparbete, forskningsf?rm?ga och informationss?kningsf?rm?ga, dess bearbetning och presentation p? ett tillg?ngligt s?tt. form.

Det finns ett samband mellan stj?rnornas egenskaper. Den uppt?cktes f?r mer ?n 80 ?r sedan - 1914.

Hertzsprung-Russell diagram

Vi kommer att avbilda stj?rnorna som punkter p? Hertzsprung-Russell-diagrammet, d?r spektralklasserna (eller deras motsvarande f?rgindex) ?r plottade l?ngs abskissaxeln, och de absoluta v?rdena, som ?r ett m?tt p? motsvarande stj?rnors ljusstyrka, ?r l?ngs ordinataaxeln (fig. 1). Det kan ses av fig. 1 att stj?rnorna inte ligger slumpm?ssigt p? detta diagram, utan bildar tydligt uttryckta sekvenser. De flesta av stj?rnorna ?r inom ett relativt smalt band som l?per fr?n det ?vre v?nstra h?rnet av diagrammet till det nedre h?gra h?rnet. Detta ?r den s? kallade "huvudsekvensen" av stj?rnor. I det ?vre h?gra h?rnet ?r stj?rnorna grupperade i en ganska oordnad h?g. Deras spektralklasser ?r G, K och M, och deras absoluta v?rden ligger inom (+2)-(-6). De kallas "r?da j?ttar", ?ven om det finns gula stj?rnor bland dem. Slutligen, l?ngst ner till v?nster i diagrammet, ser vi ett litet antal stj?rnor. Deras absoluta magnituder ?r svagare ?n +10, och deras spektraltyper str?cker sig fr?n B till F. D?rf?r ?r de mycket heta stj?rnor med l?g ljusstyrka. Men l?g ljusstyrka vid en h?g yttemperatur kan uppenbarligen bara vara n?r stj?rnornas radier ?r tillr?ckligt sm?. Det finns allts? mycket sm? heta stj?rnor i denna del av spektrum-luminositetsdiagrammet. S?dana stj?rnor kallas "vita dv?rgar".

Antalet punkter p? diagrammet "spektrum - luminositet" som visas i fig. 1 ger inte en korrekt uppfattning om det relativa antalet stj?rnor i olika klasser i galaxen. Till exempel finns det oproportionerligt m?nga j?ttestj?rnor med h?g ljusstyrka i detta diagram j?mf?rt med "dv?rgar" med l?g ljusstyrka. Detta beror p? observationsf?rh?llandena: p? grund av den h?ga ljusstyrkan ?r j?ttar synliga fr?n mycket stora avst?nd, medan mycket fler dv?rgar p? s?dana avst?nd ?r mycket sv?ra att observera (om vi talar om spektralobservationer).

Hertzsprung-Russell-diagram f?r n?rliggande stj?rnor

En uppfattning om det relativa antalet stj?rnor i olika sekvenser kan erh?llas genom att plotta p? diagrammet "spektrum - ljusstyrka" alla stj?rnor, utan undantag, bel?gna p? ett avst?nd som inte ?verstiger 5 ps (16,3 ljus?r) fr?n solen. Ett s?dant diagram visas i fig. 2. Anm?rkningsv?rt ?r fr?nvaron av minst en j?tte. Men den nedre h?gra delen av huvudsekvensen ?r v?ldigt tydligt uttryckt. Vi ser att i denna sf?riska volym med en radie p? 5 ps (ganska typiskt f?r galaxen) ?r de allra flesta stj?rnor svagare och kallare ?n solen. Dessa ?r de s? kallade "r?da dv?rgarna" som ligger p? den nedre h?gra sidan av huvudsekvensen. V?r sol ?r ritad p? samma diagram. Endast tre stj?rnor (av cirka 50 i denna volym) str?lar starkare ?n solen. Det h?r ?r Sirius - den ljusaste av stj?rnorna som syns p? himlen, Altair och Procyon. Men i fig. 2 ser vi fem vita dv?rgar. Av det enkla faktum att ett s? m?rkbart antal vita dv?rgar observeras i en liten volym med en radie p? 5 st, f?ljer att deras antal i hela galaxen ?r mycket stort. Ber?kningar visar att antalet vita dv?rgar i v?rt stj?rnsystem ?r minst lika med flera miljarder, och kanske till och med mer ?n 10 miljarder (kom ih?g att det totala antalet stj?rnor av alla typer i hela galaxen ?r cirka 50 miljarder). Antalet vita dv?rgar ?r tiotusentals g?nger st?rre ?n de h?gljusstyrka j?ttarna som s? rikligt representeras i diagrammet som visas i fig. 1. Detta exempel visar p? ett ?vertygande s?tt vilken framtr?dande roll inom astronomi (s?v?l som inom andra naturvetenskaper) som observationsselektion spelar.

I diagrammet "spektrum - ljusstyrka" (eller "f?rg - ljusstyrka"), f?rutom den markerade huvudsekvensen och grupperingar av r?da j?ttar och vita dv?rgar, finns det n?gra andra sekvenser. Redan i fig. 1 ?r en sekvens av stj?rnor skisserad, bel?gen n?got under den huvudsakliga. Dessa ?r de s? kallade "subdv?rgarna". ?ven om dessa stj?rnor ?r j?mf?relsevis f? i n?rheten av solen, ?r deras antal enormt i de centrala delarna av galaxen, s?v?l som i klothopar. Subdv?rgar ?r ganska svagt koncentrerade mot det galaktiska planet, men mycket starkt mot mitten av v?rt stj?rnsystem. Tydligen ?r de den mest talrika typen av stj?rnor i galaxen. Subdv?rgar skiljer sig fr?n huvudsekvensstj?rnor genom sina relativt l?ga f?rekomster av tunga element. Skillnaden i kemisk sammans?ttning ?r orsaken till skillnaden i ljusstyrka vid samma temperatur p? ytskikten.

Det faktum att diagrammet "spektrum - ljusstyrka" ?r n?ra relaterat till problemet med stj?rnutveckling k?ndes intuitivt av astronomer omedelbart efter uppt?ckten av detta diagram. F?rst trodde man att stj?rnor huvudsakligen utvecklades l?ngs huvudsekvensen. Enligt dessa naiva id?er ?r den ursprungligen bildade stj?rnan en r?d j?tte, som n?r den drar ihop sig ?kar i temperatur tills den f?rvandlas till en "bl? j?tte", som ligger i det ?vre v?nstra h?rnet av spektrum-luminositetsdiagrammet. N?r den utvecklas l?ngs huvudsekvensen blir den "kallare" och utstr?lar mindre. Ett eko av dessa id?er ?r den terminologi som fortfarande finns bland astronomer: spektraltyperna O, B, A och delvis F kallas "tidig", och G, K, M kallas "sen". Om vi g?r l?ngs huvudsekvensen fr?n spektraltyperna O-B till K-M, s? minskar stj?rnornas massor kontinuerligt. Till exempel har klass O-stj?rnor massor som n?r flera tiotals solmassor, och B-stj?rnor har cirka 10.

Solen har en spektraltyp G2 (se fig. 2). Stj?rnor av senare klasser ?n solen har mindre solmassor. Dv?rgar av spektraltyp M har massorna ungef?r 10 g?nger mindre ?n solens. Eftersom b?de massa och ljusstyrka f?r?ndras kontinuerligt l?ngs huvudsekvensen finns det ett empiriskt samband mellan dem. Figur 3 visar f?rh?llandet mellan massa och ljusstyrka f?r huvudsekvensstj?rnor.

Mass-luminositetsdiagram f?r huvudsekvensstj?rnor

Om vi antar att stj?rnor p? n?got s?tt utvecklas l?ngs huvudsekvensen, ?r det n?dv?ndigt att dra slutsatsen att de kontinuerligt f?rlorar en betydande del av sin initiala massa. S?dana representationer m?ter o?verstigliga sv?righeter. ?ven om f?rs?k har gjorts att konstruera en teori om stj?rnors utveckling l?ngs huvudsekvensen p? basis av id?er om deras kontinuerliga f?rlust av massa, har de varit helt misslyckade. Den korrekta teorin om stj?rnutveckling, baserad p? moderna id?er om k?llorna till stj?rnenergi och p? rikt observationsmaterial, utvecklades p? femtiotalet.

Hertzsprung-Russell diagram

Stj?rnorna, n?r de kartl?ggs enligt deras fysiska egenskaper, ?r indelade i v?ldefinierade grupper som motsvarar olika stadier av deras utveckling.

Stj?rnor finns i m?nga typer. Det finns stj?rnor som ?r 30 g?nger solens diameter, och det finns stj?rnor som bara ?r lika stora som en stor stad p? jorden. Det finns stj?rnor s? varma att huvudf?rgen i deras emissionsspektrum ?r violett, och det finns stj?rnor s? "kalla" att ?ven m?rkr?tt ljus i deras spektrum ?r extremt svagt. P? 1800-talet intr?ffade en v?ndpunkt inom astronomi - forskare b?rjade l?mna den r?fflade v?gen f?r klassisk astronomi ("Var ?r den, och hur och var r?r sig den?") Och v?xlade till astrofysikens skenor ("Vad ?r det" , och hur fungerar det?”). En av de prim?ra uppgifterna p? denna v?g var uppgiften att ?tminstone extern ordning av klassificeringen av stj?rnor som observerades i universum. Detta ledde till det oberoende skapandet av ett diagram av tv? astrofysiker, som idag brukar kallas Hertzsprung-Russell-diagrammet (eller f?rkortat "HR-diagrammet" till deras ?ra).

GR-diagrammet - som ofta ?r fallet inom vetenskapen - utvecklades n?stan samtidigt av tv? vetenskapsm?n som arbetade helt oberoende p? tv? olika kontinenter. Henry Norris Russell, en av de st?rsta amerikanska astronomerna i b?rjan av 1900-talet, var intresserad av problemet med att beskriva stj?rnors livscykel i m?nga ?r och kom uppenbarligen till grundid?n f?r diagrammet s? tidigt som 1909, men verket med dess representation publicerades f?rst 1913. Dansken Einar Hertzsprung kom till samma slutsatser som Russell n?gra ?r tidigare ?n sin amerikanska kollega, men de publicerades (1905 och 1907) i den h?gspecialiserade "Journal of Scientific Photography" (Zeitschrift f?r Wissenschaeftliche Photographie), som publicerades d?rtill. men p? tyska, och denna publikation gick till en b?rjan helt enkelt obem?rkt f?rbi av astronomer. Fram till mitten av 1930-talet var det vanligt att kalla detta diagram helt enkelt "Russells diagram", tills en incident uppt?cktes, varefter dansken hyllades, och nu b?r diagrammet namnen p? b?da forskarna.

GR-diagrammet ?r en graf d?r stj?rnornas ljusstyrka (ljusemissionsintensitet) m?ts l?ngs den vertikala axeln och den observerade temperaturen p? deras ytor m?ts l?ngs den horisontella axeln. B?da dessa kvantitativa indikatorer ?r mottagliga f?r experimentell m?tning, f?rutsatt att avst?ndet fr?n jorden till motsvarande stj?rna ?r k?nt. Rent historiskt h?nde det s? att l?ngs den horisontella x-axeln plottas stj?rnors yttemperatur i omv?nd ordning: det vill s?ga ju varmare stj?rnan ?r, desto mer till v?nster ?r den; detta ?r en ren konvention, och jag ser ingen mening med att diskutera och utmana den. Meningen med hela GR-diagrammet ?r att s?tta p? det s? m?nga experimentellt observerade stj?rnor som m?jligt (som var och en representeras av en motsvarande punkt) och, genom sin plats, att best?mma vissa m?nster av deras f?rdelning i termer av f?rh?llandet mellan spektrum och ljusstyrka.

Det visar sig att denna f?rdelning inte p? n?got s?tt ?r slumpm?ssig: enligt f?rh?llandet mellan spektrum och ljusstyrka delas stj?rnor in i tre ganska strikta kategorier eller, som de vanligtvis kallas i astrofysik, "sekvenser". Den s? kallade huvudsekvensen str?cker sig fr?n det ?vre v?nstra h?rnet till det nedre h?gra h?rnet. Detta inkluderar i synnerhet v?r sol. ?verst i huvudsekvensen finns de ljusaste och hetaste stj?rnorna, och l?ngst ner till h?ger ?r de m?rkaste och, som ett resultat, l?nglivade.

Separat - till h?ger och ovanf?r - finns det en grupp stj?rnor med mycket h?g ljusstyrka, inte proportionell mot deras temperatur, som ?r relativt l?g - dessa ?r de s? kallade r?da j?ttestj?rnorna och superj?ttarna. Dessa enorma stj?rnor, relativt sett, lyser, men v?rmer inte. Under och till v?nster om huvudsekvensen finns dv?rgar - en grupp relativt sm? och kalla stj?rnor. ?terigen noterar vi att den stora majoriteten av stj?rnorna tillh?r huvudsekvensen, och energin i dem bildas genom termonukle?r fusion av helium fr?n v?te (se Evolution of stars).

I sj?lva verket motsvarar dessa tre sekvenser p? GR-diagrammet strikt de tre stadierna i stj?rnornas livscykel. De r?da j?ttarna och superj?ttarna i det ?vre h?gra h?rnet ?r stj?rnor som ?verlever sina liv med ett yttre skal sv?llt till det yttersta (om 6,5 miljarder ?r kommer v?r sol ocks? att drabbas av detta ?de - dess yttre skal kommer att g? bortom Venus omloppsbana). De str?lar ut i rymden ungef?r lika mycket energi som stj?rnorna i huvudserien, men eftersom ytarean genom vilken denna energi utstr?las ?verstiger ytan av en ung stj?rna med flera storleksordningar, f?rblir j?ttens yta sj?lv relativt kallt.

Slutligen sv?nger vi till det nedre v?nstra h?rnet av GR-diagrammet: h?r ser vi de s? kallade vita dv?rgarna (se Chandrasekhar-gr?nsen). Dessa ?r v?ldigt heta stj?rnor – men v?ldigt sm?, vanligtvis inte st?rre ?n v?r jord. De utstr?lar d?rf?r relativt lite energi ut i rymden, p? grund av den mycket lilla (mot bakgrund av andra stj?rnor) yta av deras ytskal, lyser de i ett ganska ljust spektrum, eftersom det visar sig vara ganska h?gt. temperatur.

I allm?nhet, enligt Hertzshprunz-Russell-diagrammet, kan man sp?ra hela livsv?gen f?r en stj?rna. F?rst kondenserar en huvudsekvensstj?rna (liknande solen) fr?n ett moln av gas och damm (se hypotesen om Nebulas stj?rnbildning) och kondenserar f?r att skapa de tryck och temperaturer som kr?vs f?r att ant?nda den prim?ra fusionsreaktionen, och upptr?der f?ljaktligen n?gonstans i huvudsekvensen av diagrammet GR. S? l?nge stj?rnan brinner (v?tereserverna ?r inte utt?mda) f?rblir den (som solen ?r nu) p? sin plats i huvudsekvensen, praktiskt taget inte f?rskjuten. Efter att v?tereserverna ?r utt?mda, ?verhettas stj?rnan f?rst och sv?ller till storleken av en r?d j?tte eller superj?tte, g?r till det ?vre h?gra h?rnet av diagrammet, och svalnar sedan och krymper till storleken av en vit dv?rg, och hamnar p? nedre v?nstra.

Henry Norris RUSSELL

Henry Norris Russell, 1877-1957

Amerikansk astrofysiker. F?dd i Oyster Bay, New York, till en presbyteriansk minister. Han studerade vid Princeton University, d?r han ersatte sin l?rare C. Jung som professor i astronomi och chef f?r det lokala observatoriet, som han innehade fram till 1947. Under en l?ng tid var Russell engagerad i studiet av f?rh?llandet mellan stj?rnornas spektra och deras ljusstyrka f?r att f?rst? hur armaturerna utvecklas. 1913, oberoende av Hertzsprung, byggde han ett diagram som kopplade samman stj?rnors spektrala egenskaper och ljusstyrka (som nu kallas Hertzsprung-Russell-diagrammet) baserat p? resultaten av att studera bilderna han fick p? fotografiska plattor vid Princeton University Observatory. Tyv?rr h?rledde forskaren fr?n det resulterande diagrammet den falska slutsatsen att stj?rnor f?ds i form av r?da j?ttar och s? sm?ningom degenererar till vita dv?rgar.

Einar HERTSSHPRUNG

Ejnar Hertzsprung, 1873–1967

dansk astronom. F?dd i staden Frederiksborg n?ra K?penhamn. Han studerade vid K?penhamns Polytekniska Institut, fick specialiteten som kemiingenj?r. Efter examen fr?n institutet (1898) arbetade han i S:t Petersburg i tre ?r. N?r han ?terv?nde till sitt hemland b?rjade han studera astronomi, samtidigt som han gjorde fotografiska observationer vid observatoriet vid K?penhamns universitet och det lilla Urania-observatoriet. Hans forskning imponerade p? chefen f?r Potsdam-observatoriet K. Schwarzschild, som bj?d in Hertzsprung f?rst till universitetet i G?ttingen och sedan till Potsdam-observatoriet (1909). Sedan 1919 arbetade Hertzsprung vid Leidens observatorium, 1935 blev han dess chef. Efter pensioneringen ?terv?nde han till Danmark och fortsatte sin forskning vid observatoriet i Brorfeld. Utbildningen av en fotokemist gjorde det m?jligt f?r forskaren att utveckla en teknik som var unik under dessa ?r f?r att ber?kna stj?rnors ljusstyrka fr?n deras fotografiska bilder. Genom att j?mf?ra de erh?llna resultaten med data om de studerade stj?rnornas spektra, kom Hertzsprung fram till sin egen klassificering av stj?rnor, enligt vilken de ?r uppdelade i j?ttar, dv?rgar och huvudserien.

Bibliografi

F?r att f?rbereda denna artikel anv?ndes material fr?n Internet fr?n det offentliga omr?det.

Original taget fr?n taurus_ek i Hertzsprung-Russell Diagram (Lab)

F?r hundra ?r sedan f?reslog tv? astronomer, Hertzsprung och Russell, oberoende ett s?tt att visualisera stj?rnornas fysiska parametrar. De markerade positionen f?r varje stj?rna p? koordinatplanet i tv? koordinater: efter spektraltyp p? den horisontella axeln och genom ljusstyrka p? den vertikala. Det vill s?ga s? att varma bl? stj?rnor ?r placerade p? diagrammet till v?nster, ?r kalla r?da stj?rnor till h?ger; ljus - l?ngst upp, svag - l?ngst ner.

P? ett s?dant diagram ?r det l?tt att med dina ?gon se sambandet mellan tv? egenskaper - stj?rnornas ljusstyrka och temperatur - och att f?rst? statistiken f?r stj?rnpopulationen med dessa parametrar.

Om alla stj?rnorna liknade solen, skulle de hamna i ett kompakt omr?de i mitten av diagrammet. Om stj?rnorna hade, s?g, samma temperatur och f?ljaktligen samma f?rg, men olika ljusstyrka, skulle diagrammet vara en vertikal remsa. Om alla stj?rnorna var olika, och det inte skulle finnas n?gon korrelation mellan ljusstyrka och temperatur, skulle Hertzsprung-Russell-diagrammet vara j?mnt s?dd med prickar, som ett gammalt fotografi i ett hus p? landet ?r infekterat med flugor. Och s? vidare.

Det visade sig dock att strukturen f?r ett s?dant diagram ?r ganska komplicerat.

Stj?rnorna bildar distinkta fyllda omr?den p? diagrammet, medan de ?r helt fr?nvarande i andra delar av diagrammet. Studiet av strukturen gjorde det m?jligt att avsl?ja "grenar" som bildas av stj?rnor av olika ljusstyrka. Ett band som b?rjar i det ?vre v?nstra h?rnet bland ljusa heta stj?rnor och g?r ner till svagt orange och sedan r?tt - det s? kallade " huvudsekvens", inklusive huvudmassan, 90% av alla stj?rnor; till h?ger om den finns en stor grupp j?ttar, ovanf?r henne - superj?ttar. Nu s?rskiljer astronomer ?tta klasser av ljusstyrka fr?n 0 - hyperj?ttar till VII - vita dv?rgar, och l?gger till och med underklasser.

Senare visade det sig att man p? Hertzsprung-Russell-diagrammet kan hitta m?nga regelbundenheter och egenskaper: astrometriska, astrofysiska, evolution?ra - att rita masskurvor, evolution?ra sp?r, etc. Sammantaget visade det sig vara ett mycket kraftfullt verktyg inom astronomi.

Jag har l?nge velat se till med dina egna h?nder att Hertzsprung-Russell-diagrammet verkligen ?r byggt och verkligen ser ut som det ?r ritat i l?rob?cker. Med onlineiseringen av Catalog of Bright Stars visade det sig vara ganska enkelt att g?ra detta, vilket jag gjorde med n?je p? min fritid, och jag s?g personligen till: ja, Hertzsprung-Russell-diagrammet ?r inte en bluff! :) I slutet av inl?gget ?r det hon.

Varf?r kallade jag det "labbarbete"?

Jag ritade det p? Bright Star Catalog, vilket betyder att det inte finns n?gra m?rka stj?rnor p? diagrammet. Men det finns m?nga fler svaga stj?rnor ?n ljusa! Det verkliga H-R-diagrammet forts?tter ned?t, mot svaga stj?rnor f?r samma ljusstyrka, huvudsekvensen i omr?det f?r svaga r?da stj?rnor blir mer och mer t?t. I mitt diagram finns det inga hela klasser av stj?rnor, till exempel vita dv?rgar.

S? bilden ovan ?r inte ens en illustration av den astronomiska termen "Hertzsprung-Russell-diagram" och dessutom inte ett verktyg f?r analys, utan ett typiskt laboratoriearbete.

Stj?rnorna, n?r de kartl?ggs enligt deras fysiska egenskaper, ?r indelade i v?ldefinierade grupper som motsvarar olika stadier av deras utveckling.

Stj?rnor finns i m?nga typer. Det finns stj?rnor som ?r 30 g?nger solens diameter, och det finns stj?rnor som bara ?r lika stora som en stor stad p? jorden. Det finns stj?rnor s? varma att huvudf?rgen i deras emissionsspektrum ?r violett, och det finns stj?rnor s? "kalla" att ?ven m?rkr?tt ljus ?r extremt svagt i deras spektrum. P? 1800-talet intr?ffade en v?ndpunkt inom astronomi - forskare b?rjade g? av den klassiska astronomis r?fflade v?g ("D?r detta ?r, och hur och var r?r sig den?”) och byter till astrofysikens sp?r (“Vad detta ?r, och hur ?r det ordnat?). En av de prim?ra uppgifterna p? denna v?g var uppgiften att ?tminstone extern ordning av klassificeringen av stj?rnor som observerades i universum. Detta ledde till det oberoende skapandet av diagrammet av de tv? astrofysikerna, som idag brukar kallas Hertzsprung-Russell-diagrammet (eller f?rkortat "HR-diagrammet" till deras ?ra).

GR-diagrammet - som ofta ?r fallet inom vetenskapen - utvecklades n?stan samtidigt av tv? vetenskapsm?n som arbetade helt oberoende p? tv? olika kontinenter. Henry Norris Russell, en av de st?rsta amerikanska astronomerna i b?rjan av 1900-talet, var intresserad av problemet med att beskriva stj?rnors livscykel i m?nga ?r och kom tydligen p? grundid?n f?r diagrammet redan 1909 , men verket med dess representation publicerades f?rst 1913. Dansken Einar Hertzsprung kom till samma slutsatser som Russell n?gra ?r tidigare ?n sin amerikanska kollega, men de publicerades (1905 och 1907) i den h?gspecialiserade Journal of Scientific Photography. (Zeitschrift f?r Wissenschaeftliche Photographie), som ocks? publiceras p? tyska, och denna publikation gick till en b?rjan helt enkelt obem?rkt f?rbi av astronomer. Fram till mitten av 1930-talet var det vanligt att kalla detta diagram helt enkelt "Russells diagram", tills en incident uppt?cktes, varefter dansken hyllades, och nu b?r diagrammet namnen p? b?da forskarna.

GR-diagrammet ?r en graf d?r stj?rnornas ljusstyrka (ljusintensitet) m?ts l?ngs den vertikala axeln och den observerade temperaturen p? deras ytor m?ts l?ngs den horisontella axeln. B?da dessa kvantitativa indikatorer ?r mottagliga f?r experimentell m?tning, f?rutsatt att avst?ndet fr?n jorden till motsvarande stj?rna ?r k?nt. Rent historiskt h?nde det s? att l?ngs den horisontella axeln X stj?rnornas yttemperatur plottas i omv?nd ordning: det vill s?ga ju varmare stj?rnan ?r, desto mer till v?nster ?r den; detta ?r en ren konvention, och jag ser ingen mening med att diskutera och utmana den. Meningen med hela GR-diagrammet ?r att s?tta p? det s? m?nga experimentellt observerade stj?rnor som m?jligt (som var och en representeras av en motsvarande punkt) och, genom sin plats, att best?mma vissa m?nster av deras f?rdelning i termer av f?rh?llandet mellan spektrum och ljusstyrka.

Det visar sig att denna f?rdelning inte p? n?got s?tt ?r slumpm?ssig: enligt f?rh?llandet mellan spektrum och ljusstyrka delas stj?rnor in i tre ganska strikta kategorier eller, som de vanligtvis kallas i astrofysik, "sekvenser". Fr?n det ?vre v?nstra h?rnet till det nedre h?gra h?rnet str?cker sig den sk huvudsekvens. Detta inkluderar i synnerhet v?r sol. ?verst i huvudsekvensen finns de ljusaste och hetaste stj?rnorna, och l?ngst ner till h?ger ?r de m?rkaste och, som ett resultat, l?nglivade.

Separat - till h?ger och ovanf?r - finns det en grupp stj?rnor med mycket h?g ljusstyrka, inte proportionell mot deras temperatur, som ?r relativt l?g - dessa ?r de s? kallade r?da j?ttestj?rnorna och superj?ttarna. Dessa enorma stj?rnor, relativt sett, lyser, men v?rmer inte. Under och till v?nster om huvudsekvensen finns dv?rgar - en grupp relativt sm? och kalla stj?rnor. ?terigen noterar vi att den stora majoriteten av stj?rnorna tillh?r huvudsekvensen, och energin i dem genereras av termonukle?r fusion av helium fr?n v?te ( centimeter. evolution av stj?rnor).

I sj?lva verket motsvarar dessa tre sekvenser p? GR-diagrammet strikt de tre stadierna i stj?rnornas livscykel. R?d j?ttar och superj?ttar i det ?vre h?gra h?rnet finns stj?rnor som g?r ut sin ?lder med ett yttre skal sv?llt till det yttersta (om 6,5 miljarder ?r kommer v?r sol att drabbas av samma ?de - dess yttre skal kommer att g? bortom Venus omloppsbana). De str?lar ut i rymden ungef?r lika mycket energi som stj?rnorna i huvudserien, men eftersom ytarean genom vilken denna energi utstr?las ?verstiger ytan av en ung stj?rna med flera storleksordningar, f?rblir j?ttens yta sj?lv relativt kallt.

Slutligen v?nder vi oss till det nedre v?nstra h?rnet av GR-diagrammet: h?r ser vi den s? kallade vita dv?rgar(centimeter. Chandrasekhar-gr?nsen). Dessa ?r v?ldigt heta stj?rnor – men v?ldigt sm?, vanligtvis inte st?rre ?n v?r jord. De utstr?lar d?rf?r relativt lite energi ut i rymden, p? grund av den mycket lilla (mot bakgrund av andra stj?rnor) yta av deras ytskal, lyser de i ett ganska ljust spektrum, eftersom det visar sig vara ganska h?gt. temperatur.

I allm?nhet, enligt Hertzshpruntz-Russell-diagrammet, kan man sp?ra hela livsv?gen f?r en stj?rna. F?rst kondenserar en huvudsekvensstj?rna (liknande solen) fr?n ett gasdammmoln ( centimeter. Gas-dammmolnhypotesen) och kondenserar f?r att skapa de tryck och temperaturer som ?r n?dv?ndiga f?r att ant?nda den prim?ra reaktionen av termonukle?r fusion, och visas f?ljaktligen n?gonstans i GR-diagrammets huvudsekvens. S? l?nge stj?rnan brinner (v?tereserverna ?r inte utt?mda) f?rblir den (som solen ?r nu) p? sin plats i huvudsekvensen, praktiskt taget inte f?rskjuten. Efter att v?tereserverna ?r utt?mda, ?verhettas stj?rnan f?rst och sv?ller till storleken av en r?d j?tte eller superj?tte, g?r till det ?vre h?gra h?rnet av diagrammet, och svalnar sedan och krymper till storleken av en vit dv?rg, och hamnar p? nedre v?nstra.

Henry Norris RUSSELL (RESSEL)
Henry Norris Russell, 1877-1957

Amerikansk astrofysiker. F?dd i Oyster Bay, New York, till en presbyteriansk minister. Han studerade vid Princeton University, d?r han ersatte sin l?rare C. Jung som professor i astronomi och chef f?r det lokala observatoriet, som han innehade fram till 1947. Under en l?ng tid var Russell engagerad i studiet av f?rh?llandet mellan stj?rnornas spektra och deras ljusstyrka f?r att f?rst? hur armaturerna utvecklas. ?r 1913, oberoende av Hertzsprung, byggde han ett diagram som kopplade samman stj?rnors spektrala egenskaper och ljusstyrka (nu kallat Hertzsprung-Russell-diagrammet) fr?n resultaten av att studera fotografier som tagits av honom p? fotografiska plattor vid Princeton University Observatory. Tyv?rr h?rledde forskaren fr?n det resulterande diagrammet den falska slutsatsen att stj?rnor f?ds i form av r?da j?ttar och s? sm?ningom degenererar till vita dv?rgar.

Einar HERTSSHPRUNG
Ejnar Hertzsprung, 1873-1967

dansk astronom. F?dd i staden Frederiksborg n?ra K?penhamn. Han studerade vid K?penhamns Polytekniska Institut, fick specialiteten som kemiingenj?r. Efter examen fr?n institutet (1898) arbetade han i S:t Petersburg i tre ?r. N?r han ?terv?nde till sitt hemland b?rjade han studera astronomi, samtidigt som han gjorde fotografiska observationer vid observatoriet vid K?penhamns universitet och det lilla Urania-observatoriet. Hans forskning imponerade p? chefen f?r Potsdam-observatoriet K. Schwarzschild, som bj?d in Hertzsprung f?rst till universitetet i G?ttingen och sedan till Potsdam-observatoriet (1909). Sedan 1919 arbetade Hertzsprung vid Leidens observatorium, 1935 blev han dess chef. Efter pensioneringen ?terv?nde han till Danmark och fortsatte sin forskning vid observatoriet i Brorfeld. Utbildningen av en fotokemist gjorde det m?jligt f?r forskaren att utveckla en teknik som var unik under dessa ?r f?r att ber?kna stj?rnors ljusstyrka fr?n deras fotografiska bilder. Genom att j?mf?ra de erh?llna resultaten med data om de studerade stj?rnornas spektra, kom Hertzsprung fram till sin egen klassificering av stj?rnor, enligt vilken de ?r uppdelade i j?ttar, dv?rgar och huvudserien.