pedagogika fanlari

• Kulkov Aleksey Vladimirovich, usta, talaba
• Smolensk davlat universiteti, Smolensk

• FIZIKA
• YULDUZLAR
• AMALIY ISH
• ASTRONOMIYA
• HERTZSHPRUNG-RASSELL DIAGRAMASI
• KOMPYUTER

Maqolada astronomiya bo'yicha amaliy ishlar taqdim etilgan "Hertzsprung-Russell diagrammasini to'ldirish", uni amalga oshirish Stellarium kompyuter dasturi - virtual planetariydan foydalanish va Internetda ma'lumot qidirish ko'nikmalaridan foydalanishga asoslangan. Ish bajarishda o`quvchilar turli yulduzlarning fizik xususiyatlari bilan tanishadilar, ularda yulduzlarning turlari va ularning farqlari haqida tasavvur hosil bo`ladi.

• Maktab fizika kursida astronomik materialni o'qitishning zaruriyati va usullari
• Massivlarni saralash misolida dasturlash tillarini taqqoslash
• Talabalarning fizika fanidan individual yakuniy loyihasini tadqiq qilish
• Nutqni quloq orqali tushunishdagi asosiy qiyinchiliklar, ularni bartaraf etish

11-sinfda fizika kursining bir qismi sifatida "Astronomiya" bo'limini o'rganish uchun oz vaqt ajratilgan. Masalan, asosiy daraja uchun atigi 3-4 soat, profil darajasi uchun esa 6-8 soat [ivf] ajratiladi. Bu vaqt maktab o'quvchilariga astronomik materialni to'liq tushuntirish va ularni o'zlashtirish uchun etarli emas. Talabalarni astronomiyaga qiziqish uyg'otish orqali ushbu mavzuni mustaqil o'rganishga (yoki hech bo'lmaganda u bilan tanishishga) rag'batlantirish. Eng katta qiziqish kompyuterda astronomiyani o'rganish, ya'ni kompyuter dasturlari, virtual laboratoriyalar, interaktiv modellar va boshqalardan foydalanish bo'ladi. Astronomiya - hodisa va jarayonlarning hissiy idrok etishning iloji yo'qligi, tushunchalarning mavhumligi, turli sohalardagi bilimlarning integratsiyalashuvi bilan ajralib turadigan fan. Aksariyat kosmik va universal ob'ektlar, ularning harakati va tuzilishini "jonli" ko'rish mumkin emas, bu holda kompyuter asboblari yordamga keladi. Bunday ob'ektlar orasida yulduzlarni ajratib ko'rsatish mumkin.

Quyida astronomiya bo'yicha "Gertzsprung-Russell diagrammasini to'ldirish" amaliy ish bo'lib, uni amalga oshirish Stellarium kompyuter dasturidan foydalanish - virtual planetariy va Internetda ma'lumot qidirish ko'nikmalaridan foydalanishga asoslangan. Ish bajarishda o`quvchilar turli yulduzlarning fizik xususiyatlari bilan tanishadilar, ularda yulduzlarning turlari va ularning farqlari haqida tasavvur hosil bo`ladi.

Amaliy ish "Hertzsprung-Russell diagrammasini to'ldirish"

Ishning maqsadlari:

1. “Yulduzlarning xususiyatlari” mavzusidagi nazariy materialni mustahkamlash.
2. Stellarium dasturi bilan ishlash va Internetda ma'lumot qidirish bo'yicha amaliy ko'nikmalarga ega bo'ling.
3. Hertzsprung-Russell diagrammasini to'ldiring.

Taraqqiyot

1-mashq. Yulduzlar evolyutsiyasi bosqichlarini yozing (yulduzning hayot yo'li).

Yulduzlararo gaz buluti i

Vazifa 2. Hertzsprung-Russell diagrammasini to'ldiring (1-rasm).

Shakl 1. Hertzsprung-Russell diagrammasi

Jadvalni to'ldirish tartibi:

1. Jadvalni to'ldirish uchun sizga yulduzlar haqida quyidagi ma'lumotlar kerak bo'ladi: spektral turi, yorqinligi (Quyoshning yorqinligida) va yulduzning harorati. Ushbu ma'lumotlarni aniqlash uchun "Stellarium" dasturi (virtual planetarium) va "Vikipediya - bepul ensiklopediya" veb-saytidan foydalaniladi.
2. Stellarium dasturini oching. Sozlamalar panelida Stellarium dasturining interfeysini sozlang (sozlamalar paneli 2-rasmda ko'rsatilgandek ko'rinadi)

Quyidagi piktogrammalarni faollashtiring: "Yulduz turkumlari nomi", "Yulduzlar chizig'i". Quyidagi piktogrammalarni nofaol qiling: "Yer", "Atmosfera". Natijada, siz yulduz turkumlari nomlari va ularning konturlari bilan yulduzli osmonning ko'rinishini olasiz. 3-rasmda Ursa Major yulduz turkumi ko'rsatilgan.

1. Jadvalni to'ldirish uchun kamida 4 yulduzdan iborat 1 ta yulduz turkumini tanlashingiz kerak.
2. Yulduz turkumidagi yulduzni bosing. Natijada ekranning yuqori chap burchagida yulduz haqidagi ma'lumotlar paydo bo'ladi (4-rasm).

1. Qabul qilingan ma'lumotlardan diagrammani to'ldirish uchun quyidagi ma'lumotlar kerak bo'ladi: spektral sinf va mutlaq kattalik.
2. Mutlaq yulduz kattaligining qiymatiga ko'ra, quyidagi formuladan foydalanib, yulduzning Quyoshning yorqinligidagi yorqinligi qiymatini toping:

,

Quyoshning yorqinligida yulduzning yorqinligi qayerda ( L 0 - quyoshning yorqinligi), M 0 - Quyoshning mutlaq kattaligi, +4,83 ga teng, M yulduzning mutlaq kattaligidir.

1. Ushbu havolani kuzatib boring https://en.wikipedia.org"Vikipediya - bepul ensiklopediya" saytiga kirish uchun. Qidiruv maydoniga tanlangan yulduz nomini kiriting va qidiruv tugmasini bosing. Tanlangan yulduz uchun ma'lumotlar sahifasi paydo bo'ladi. "Jismoniy xususiyatlar" bo'limida yulduzning harorati, uning spektral turi va yorqinligi haqida ma'lumot toping (5-rasm).

Formula bo'yicha hisoblab chiqilgan va Vikipediya veb-saytida taqdim etilgan Quyoshning yorqinligidagi yorqinlikning olingan qiymatini solishtiring.

1. Shunday qilib, Hertzsprung-Russell diagrammasini to'ldirish uchun barcha kerakli ma'lumotlar mavjud: spektral turi, yorqinligi (quyosh yorqinligi birliklarida) va yulduzning harorati. Olingan ma'lumotlarga ko'ra tanlangan yulduzni diagrammaga joylashtiring.
2. Tanlangan yulduz turkumidagi barcha yulduzlar uchun d-h bosqichlarini bajaring.
3. Siz tanlagan yulduz turkumiga kiruvchi yulduz turlari haqida xulosa chiqaring.

Eslatma: Stellarium dasturini yuklab olish uchun http://www.stellarium.org/ru/ havolasiga o'ting yoki 6-rasmda ko'rsatilgan QR kodidan foydalaning.

Bu amaliy ishni talabalarga ham uy vazifasi sifatida, ham sinfda ishlash vaqtida taklif qilish mumkin. Sinfda ishlashda sinfni guruhlarga bo'lish tavsiya etiladi, ularning har biriga o'z yulduz turkumi taklif etiladi. Kollektiv-guruh ishida siz Gertssprung-Russell diagrammasini katta formatda chop etishingiz va doskaga osib qo'yishingiz mumkin va har bir guruh topshiriqni bajargandan so'ng u birgalikda to'ldiriladi.

“Gerssprung-Russell diagrammasini to‘ldirish” amaliy ishini bajarish jarayonida talabalar nafaqat astronomiyaning asosiy tushunchalari haqida tasavvur hosil qiladilar, balki guruhda ishlash ko‘nikmalarini, tadqiqot ko‘nikmalarini va axborot izlash ko‘nikmalarini, uni qayta ishlash va foydalanish mumkin bo‘lgan shaklda taqdim etishni rivojlantiradilar. shakl.

Yulduzlarning xususiyatlari o'rtasida bog'liqlik mavjud. U 80 yildan ko'proq vaqt oldin - 1914 yilda kashf etilgan.

Hertzsprung-Russell diagrammasi

Biz yulduzlarni Hertzsprung-Russell diagrammasida nuqta sifatida tasvirlaymiz, bu erda spektral turlari (yoki ularning mos keladigan rang indekslari) abscissa o'qi bo'ylab chizilgan va mutlaq qiymatlar yorug'lik o'lchovi bo'ladi. ordinata o'qi bo'ylab mos keladigan yulduzlar (1-rasm). 1-rasmdan ko'rinib turibdiki, yulduzlar bu diagrammada tasodifiy yotmaydi, balki aniq ifodalangan ketma-ketliklarni hosil qiladi. Yulduzlarning aksariyati diagrammaning yuqori chap burchagidan pastki o'ngga o'tadigan nisbatan tor tarmoqli ichida joylashgan. Bu yulduzlarning "asosiy ketma-ketligi" deb ataladi. Yuqori o'ng burchakda yulduzlar juda tartibsiz uyumga to'plangan. Ularning spektral sinflari G, K va M bo'lib, ularning mutlaq qiymatlari (+2)-(-6) oralig'ida. Ular "qizil gigantlar" deb ataladi, garchi ular orasida sariq yulduzlar ham bor. Nihoyat, diagrammaning pastki chap qismida biz oz sonli yulduzlarni ko'ramiz. Ularning mutlaq kattaliklari +10 dan kuchsizroq, spektral turlari B dan F gacha. Shuning uchun ular yorqinligi past bo'lgan juda issiq yulduzlardir. Ammo yuqori sirt haroratida past yorug'lik faqat yulduzlarning radiuslari etarlicha kichik bo'lganda bo'lishi mumkin. Shunday qilib, spektr-yorqinlik diagrammasining bu qismida juda kichik issiq yulduzlar mavjud. Bunday yulduzlar "oq mittilar" deb ataladi.

1-rasmda ko'rsatilgan "spektr - yorqinlik" diagrammasidagi nuqtalar soni Galaktikadagi turli toifadagi yulduzlarning nisbiy soni haqida to'g'ri tasavvurga ega emas. Misol uchun, ushbu diagrammada past nurli "mittilar" bilan solishtirganda, nomutanosib ravishda ko'plab yuqori yorug'likli gigant yulduzlar mavjud. Bu kuzatish shartlari bilan bog'liq: yuqori yorqinlik tufayli gigantlar juda katta masofadan ko'rinadi, shu bilan birga, bunday masofalarda juda ko'p sonli mittilarni kuzatish juda qiyin (agar spektral kuzatishlar haqida gapiradigan bo'lsak).

Yaqin yulduzlar uchun Hertzsprung-Russell diagrammasi

Turli xil ketma-ketlikdagi yulduzlarning nisbiy soni haqidagi ba'zi bir tasavvurni "spektr - yorqinlik" diagrammasi bo'yicha barcha yulduzlarni, istisnosiz, Quyoshdan 5 ps (16,3 yorug'lik yili) dan oshmaydigan masofada joylashtirish orqali olish mumkin. Bunday diagramma 2-rasmda ko'rsatilgan. Eng kamida bitta gigantning yo'qligi diqqatga sazovordir. Lekin asosiy ketma-ketlikning pastki o'ng qismi juda aniq ifodalangan. Ko'ramizki, radiusi 5 ps bo'lgan bu sharsimon hajmda (Galaktika uchun juda xos) yulduzlarning katta qismi Quyoshnikiga qaraganda xiraroq va sovuqroqdir. Bular asosiy ketma-ketlikning pastki o'ng tomonida joylashgan "qizil mittilar" deb ataladi. Bizning Quyoshimiz xuddi shu diagrammada chizilgan. Faqat uchta yulduz (bu hajmdagi 50 ta yulduzdan) Quyoshdan kuchliroq nur sochadi. Bu Sirius - osmonda ko'rinadigan yulduzlarning eng yorqini, Altair va Procyon. Ammo 2-rasmda biz beshta oq mitti ko'ramiz. Oq mittilarning bunday sezilarli soni 5 dona radiusi bo'lgan kichik hajmda kuzatilishidan kelib chiqadiki, ularning butun Galaktikadagi soni juda katta. Hisob-kitoblar shuni ko'rsatadiki, bizning yulduz sistemamizdagi oq mittilar soni kamida bir necha milliardga teng va ehtimol 10 milliarddan oshadi (esda tutingki, butun Galaktikadagi barcha turdagi yulduzlarning umumiy soni taxminan 50 milliardni tashkil qiladi). Oq mittilarning soni 1-rasmda ko'rsatilgan diagrammada juda ko'p ifodalangan yuqori yorqin gigantlardan o'n minglab marta ko'pdir. Bu misol astronomiyada (shuningdek, boshqa tabiiy fanlarda) kuzatuv tanlovi qanday muhim rol o'ynashini ishonchli tarzda ko'rsatadi.

"Spektr - yorqinlik" (yoki "rang - yorug'lik") diagrammasida qizil gigantlar va oq mittilarning belgilangan asosiy ketma-ketligi va guruhlariga qo'shimcha ravishda yana bir qancha ketma-ketliklar mavjud. 1-rasmda asosiy yulduzdan biroz pastroqda joylashgan yulduzlar ketma-ketligi tasvirlangan. Bular "subdwarflar" deb ataladi. Quyosh yaqinida bu yulduzlar nisbatan kam bo'lsa-da, ularning soni Galaktikaning markaziy hududlarida, shuningdek, globulyar klasterlarda juda ko'p. Submittlar galaktika tekisligiga nisbatan juda zaif konsentratsiyalangan, ammo bizning yulduz tizimimizning markaziga nisbatan juda kuchli. Ko'rinib turibdiki, ular Galaktikadagi yulduzlarning eng ko'p turidir. Submittlar asosiy ketma-ket yulduzlardan og'ir elementlarning nisbatan kam ko'pligi bilan farq qiladi. Kimyoviy tarkibdagi farq sirt qatlamlarining bir xil haroratida yorqinlikdagi farqning sababidir.

"Spektr - yorug'lik" diagrammasi yulduzlar evolyutsiyasi muammosi bilan chambarchas bog'liqligi astronomlar tomonidan ushbu diagramma kashf etilgandan so'ng darhol sezildi. Avvaliga yulduzlar, asosan, asosiy ketma-ketlik bo'yicha evolyutsiyalashgan deb hisoblangan. Ushbu sodda g'oyalarga ko'ra, dastlab paydo bo'lgan yulduz qizil gigant bo'lib, u qisqarganda, spektr-yorqinlik diagrammasining yuqori chap burchagida joylashgan "ko'k gigant" ga aylanmaguncha harorat ko'tariladi. Asosiy ketma-ketlik bo'ylab rivojlanayotganda, u "sovuqroq" bo'ladi va kamroq nurlanadi. Ushbu g'oyalarning aks-sadosi astronomlar orasida hali ham mavjud bo'lgan terminologiyadir: O, B, A va qisman F spektral turlari "erta", G, K, M esa "kech" deb nomlanadi. Agar O-B spektral turlaridan K-M gacha bo'lgan asosiy ketma-ketlik bo'ylab borsak, yulduzlarning massalari doimiy ravishda kamayib boradi. Masalan, O sinfidagi yulduzlarning massalari bir necha o‘nlab quyosh massasiga, B yulduzlari esa 10 ga yaqin.

Quyosh G2 spektral turiga ega (2-rasmga qarang). Quyoshdan keyingi sinf yulduzlari kamroq quyosh massasiga ega. M spektrli mittilarning massalari Quyoshnikidan 10 baravar kam. Asosiy ketma-ketlik bo'yicha ham massa, ham yorug'lik doimiy ravishda o'zgarganligi sababli, ular o'rtasida empirik bog'liqlik mavjud. 3-rasmda asosiy ketma-ket yulduzlar uchun massa va yorqinlik o'rtasidagi bog'liqlik ko'rsatilgan.

Asosiy ketma-ketlik yulduzlari uchun massa-yorqinlik diagrammasi

Agar yulduzlar qandaydir tarzda asosiy ketma-ketlik bo'ylab rivojlanadi deb faraz qilsak, ular dastlabki massasining muhim qismini doimiy ravishda yo'qotadi degan xulosaga kelish kerak. Bunday vakolatxonalar engib bo'lmaydigan qiyinchiliklarga duch keladi. Yulduzlarning asosiy ketma-ketlik bo?yicha evolyutsiyasi nazariyasini ularning massasini uzluksiz yo?qotishi haqidagi g?oyalar asosida qurishga urinishlar qilingan bo?lsa-da, ular butunlay muvaffaqiyatsizlikka uchradi. Yulduzlar evolyutsiyasining to?g?ri nazariyasi yulduz energiyasi manbalari haqidagi zamonaviy g?oyalar va boy kuzatish materiallariga asoslangan holda 50-yillarda ishlab chiqilgan.

Hertzsprung-Russell diagrammasi

Yulduzlar, ularning jismoniy xususiyatlariga ko'ra, ularning evolyutsiyasining turli bosqichlariga mos keladigan aniq belgilangan guruhlarga bo'linadi.

Yulduzlar turli xil bo'ladi. Quyoshning diametridan 30 baravar katta yulduzlar bor, va faqat Yerdagi katta shaharchalik yulduzlar bor. Yulduzlar shunchalik issiqki, ularning emissiya spektridagi asosiy rang binafsha rangga ega va shunday "sovuq" yulduzlar borki, hatto ularning spektridagi to'q qizil yorug'lik ham juda xira bo'ladi. 19-asrda astronomiyada burilish yuz berdi - olimlar klassik astronomiyaning murakkab yo'lini tark eta boshladilar ("U qayerda va qanday va qayerda harakatlanadi?") Va astrofizika relslariga o'tishdi ("Bu nima?" , va u qanday ishlaydi?"). Bu yo'lda asosiy vazifalardan biri hech bo'lmaganda koinotda kuzatilgan yulduzlar tasnifini tashqi tartiblash vazifasi edi. Bu ikki astrofizik tomonidan mustaqil ravishda diagramma yaratishga olib keldi, bugungi kunda uni Gertssprung-Russell diagrammasi (yoki qisqasi, ularning sharafiga "HR diagrammasi") deb atashadi.

GR diagrammasi - ko'pincha fanda bo'lgani kabi - deyarli bir vaqtning o'zida ikki xil qit'ada to'liq mustaqil ishlagan ikki olim tomonidan ishlab chiqilgan. 20-asr boshidagi eng yirik amerikalik astronomlardan biri Genri Norris Rassell ko'p yillar davomida yulduzlarning hayot aylanishini tasvirlash muammosi bilan qiziqqan va diagrammaning asosiy g'oyasiga 1909 yilda kelgan. lekin uning vakili bilan ish faqat 1913 yilda nashr etilgan. Daniyalik Eynar Xertzsprung amerikalik hamkasbidan bir necha yil oldin Rassel bilan bir xil xulosaga kelgan, ammo ular (1905 va 1907 yillarda) o'sha erda nashr etilgan yuqori ixtisoslashgan "Journal of Scientific Photography" (Zeitschrift f?r Wissenschaeftliche Photographie) da nashr etilgan. lekin nemis tilida va bu nashr dastlab astronomlarning e'tiboridan chetda qoldi. Shuning uchun, 1930-yillarning o'rtalariga qadar, ushbu diagrammani oddiygina "Rassel diagrammasi" deb atash odatiy hol edi, toki voqea aniqlanmaguncha, Daniyaga soliq to'langan va endi diagrammada ikkala olimning ismlari keltirilgan.

GR diagrammasi - yulduzlarning yorqinligi (yorug'lik intensivligi) vertikal o'q bo'ylab o'lchanadigan va ularning sirtlarining kuzatilgan harorati gorizontal o'q bo'ylab o'lchanadigan grafik. Ushbu ikkala miqdoriy ko'rsatkich ham, agar Yerdan mos keladigan yulduzgacha bo'lgan masofa ma'lum bo'lsa, eksperimental o'lchash uchun javob beradi. Sof tarixiy nuqtai nazardan shunday bo'ldiki, gorizontal x o'qi bo'ylab yulduzlarning sirt harorati teskari tartibda chiziladi: ya'ni yulduz qanchalik issiq bo'lsa, u shunchalik chap tomonda bo'ladi; Bu sof konventsiya va men uni muhokama qilish va e'tiroz qilishdan ma'no ko'rmayapman. Butun GR diagrammasining ma'nosi unga imkon qadar ko'proq eksperimental kuzatilgan yulduzlarni qo'yish (ularning har biri tegishli nuqta bilan ifodalanadi) va ularning joylashuvi bo'yicha ularning nisbati bo'yicha taqsimlanishining ma'lum naqshlarini aniqlashdir. spektr va yorqinlik.

Ma'lum bo'lishicha, bu taqsimot hech qanday tasodifiy emas: spektrning yorqinligiga nisbati bo'yicha yulduzlar uchta qat'iy toifaga bo'linadi yoki ular odatda astrofizikada deyilganidek, "ketma-ketliklar" ga bo'linadi. Asosiy ketma-ketlik yuqori chap burchakdan pastki o'ngga cho'ziladi. Bunga, xususan, bizning Quyoshimiz kiradi. Asosiy ketma-ketlikning yuqori qismida eng yorqin va eng issiq yulduzlar, pastki o'ngda esa eng xira va natijada uzoq umr ko'rishadi.

Alohida - o'ngda va yuqorida - juda yuqori yorqinligi bo'lgan, ularning haroratiga mutanosib bo'lmagan, nisbatan past bo'lgan yulduzlar guruhi mavjud - bular qizil gigant yulduzlar va supergigantlar deb ataladi. Bu ulkan yulduzlar, nisbatan aytganda, porlaydilar, lekin isinmaydilar. Asosiy ketma-ketlikning past va chap tomonida mittilar - nisbatan kichik va sovuq yulduzlar guruhi joylashgan. Yana bir bor ta'kidlaymizki, yulduzlarning katta qismi asosiy ketma-ketlikka tegishli bo'lib, ulardagi energiya geliyning vodoroddan termoyadroviy sintezi natijasida hosil bo'ladi (qarang "Yulduzlar evolyutsiyasi").

Aslida, GR diagrammasidagi ushbu uchta ketma-ketlik yulduzlarning hayot aylanishining uchta bosqichiga to'g'ri keladi. Yuqori o'ng burchakdagi qizil gigantlar va supergigantlar - bu chegaragacha shishgan tashqi qobig'i bilan o'z hayotlarida omon qolgan yulduzlar (6,5 milliard yildan keyin bizning Quyosh ham shunday taqdirga duchor bo'ladi - uning tashqi qobig'i Venera orbitasidan tashqariga chiqadi). Ular kosmosga asosiy seriyadagi yulduzlar bilan bir xil miqdorda energiya chiqaradilar, ammo bu energiya tarqaladigan sirt maydoni yosh yulduzning sirt maydonidan bir necha marta kattaroq bo'lganligi sababli, gigantning o'zi qoladi. nisbatan sovuq.

Nihoyat, biz GR diagrammasining pastki chap burchagiga murojaat qilamiz: bu erda biz oq mitti deb ataladigan narsalarni ko'ramiz (Chandrasekhar chegarasiga qarang). Bu juda issiq yulduzlar - lekin juda kichik, odatda bizning Yerimizdan katta emas. Shuning uchun, kosmosga nisbatan kam energiya tarqalib, ular sirt qobig'ining juda kichik (boshqa yulduzlar fonida) maydoni tufayli juda yorqin spektrda porlaydilar, chunki u juda yuqori bo'lib chiqadi. harorat.

Umuman olganda, Hertzshprunz-Russell diagrammasiga ko'ra, yulduzning butun hayot yo'lini kuzatish mumkin. Birinchidan, asosiy ketma-ketlik yulduzi (Quyoshga o'xshash) gaz-chang bulutidan kondensatsiyalanadi (Tumanlik yulduzining paydo bo'lishi gipotezasiga qarang) va asosiy termoyadroviy reaktsiyani yoqish uchun zarur bo'lgan bosim va haroratni hosil qilish uchun kondensatsiyalanadi va shunga mos ravishda asosiy yulduzning bir joyida paydo bo'ladi. GR diagrammasi ketma-ketligi. Yulduz yonib turguncha (vodorod zahiralari tugamagan), u asosiy ketma-ketlikda (hozirgi Quyosh kabi) o'z o'rnida qoladi va deyarli o'zgarmaydi. Vodorod zahiralari tugagandan so'ng, yulduz birinchi navbatda qizib ketadi va qizil gigant yoki supergigant o'lchamiga qadar shishib, diagrammaning yuqori o'ng burchagiga boradi, so'ngra soviydi va oq mitti o'lchamiga qadar qisqaradi va oxiriga yetadi. pastki chap.

Genri Norris RASSELL

Genri Norris Rassell, 1877-1957

Amerikalik astrofizik. Nyu-Yorkdagi Oyster Bay shahrida presviterian vazir oilasida tug'ilgan. U Prinston universitetida tahsil oldi, u erda o'qituvchisi C. Jungni astronomiya professori va mahalliy rasadxona direktori lavozimiga almashtirdi, 1947 yilgacha. Uzoq vaqt davomida Rassell yoritgichlar qanday rivojlanishini tushunish uchun yulduzlar spektrlari va ularning yorqinligi o'rtasidagi munosabatlarni o'rganish bilan shug'ullangan. 1913 yilda Gertssprungdan mustaqil ravishda u Prinston universiteti observatoriyasida fotoplastinkalarda olingan tasvirlarni o?rganish natijalari asosida yulduzlarning spektral xarakteristikalari va yorqinligini bog?lovchi diagrammani (hozirgi Hertzsprung-Rassel diagrammasi deb ataladi) qurdi. Afsuski, olim olingan diagrammadan yulduzlar qizil gigantlar shaklida tug'ilib, oxir-oqibat oq mittilarga aylanadi, degan noto'g'ri xulosa chiqardi.

Einar HERTSSHPRUNG

Ejnar Gertsprung, 1873–1967

Daniyalik astronom. Kopengagen yaqinidagi Frederiksborg shahrida tug'ilgan. Kopengagen politexnika institutida tahsil olgan, kimyo muhandisi mutaxassisligini olgan. Institutni tugatgach (1898), Peterburgda uch yil ishladi. Vataniga qaytib, u astronomiyani o'rganishni boshladi, bir vaqtning o'zida Kopengagen universiteti rasadxonasi va kichik Uraniya rasadxonasida fotografik kuzatuvlar olib bordi. Uning tadqiqotlari Potsdam rasadxonasi direktori K. Shvartsshildni hayratda qoldirdi, u Gertssprungni dastlab G?ttingen universitetiga, keyin esa Potsdam rasadxonasiga taklif qildi (1909). 1919 yildan Gertssprung Leyden rasadxonasida ishladi, 1935 yilda uning direktori bo'ldi. Nafaqaga chiqqanidan keyin u Daniyaga qaytib, Brorfelddagi rasadxonada tadqiqotini davom ettirdi. Fotokimyogarning ta'limi olimga o'sha yillar uchun noyob bo'lgan yulduzlarning yorqinligini ularning fotografik tasvirlaridan hisoblash texnologiyasini ishlab chiqishga imkon berdi. Olingan natijalarni o'rganilgan yulduzlarning spektrlari to'g'risidagi ma'lumotlar bilan taqqoslab, Hertzsprung yulduzlarning o'ziga xos tasnifiga keldi, unga ko'ra ular gigantlar, mittilar va asosiy qatorlarga bo'linadi.

Adabiyotlar ro'yxati

Ushbu maqolani tayyorlash uchun jamoat mulki bo'lgan Internetdan materiallar ishlatilgan.

Asl dan olingan taurus_ek Hertzsprung-Russell diagrammasida (laboratoriya)

Yuz yil oldin ikki astronom Gertssprung va Rassell mustaqil ravishda yulduzlarning fizik parametrlarini tasavvur qilish usulini taklif qilishdi. Ular har bir yulduzning koordinata tekisligidagi o'rnini ikkita koordinatada belgiladilar: gorizontal o'qda spektral turi va vertikalida yorqinligi bo'yicha. Ya'ni, issiq ko'k yulduzlar diagrammada chap tomonda, sovuq qizil yulduzlar o'ngda joylashgan; yorqin - tepada, xira - pastda.

Bunday diagrammada ikki xususiyat - yulduzlarning yorqinligi va harorati o'rtasidagi bog'liqlikni ko'rish va bu parametrlar bo'yicha yulduzlar populyatsiyasi statistikasini tushunish oson.

Agar barcha yulduzlar Quyoshga o'xshash bo'lsa, ular diagrammaning markazida bitta ixcham mintaqaga tushadilar. Agar yulduzlar, aytaylik, bir xil haroratga ega bo'lsa va shunga mos ravishda bir xil rangga ega bo'lsa-da, ammo yorqinligi har xil bo'lsa, diagramma vertikal chiziq bo'ladi. Agar yulduzlar har xil bo'lganida va yorug'lik va harorat o'rtasida hech qanday bog'liqlik bo'lmaganida, Hertzsprung-Russell diagrammasi, xuddi qishloq uyidagi eski fotosuratda chivinlar bilan qoplanganidek, nuqtalar bilan teng ravishda ekilgan bo'lar edi. Va hokazo.

Biroq, bunday diagrammaning tuzilishi ancha murakkab ekanligi ma'lum bo'ldi.

Yulduzlar diagrammada aniq to'ldirilgan joylarni hosil qiladi, diagrammaning boshqa qismlarida esa ular umuman yo'q. Strukturani o'rganish turli yorug'lik sinfidagi yulduzlar tomonidan hosil bo'lgan "novdalar" ni aniqlashga imkon berdi. Yorqin issiq yulduzlar orasidan yuqori chap burchakdan boshlanib, xira to'q sariq rangga, so'ngra qizil rangga tushadi - "deb nomlangan. asosiy ketma-ketlik", shu jumladan asosiy massa, barcha yulduzlarning 90%; uning o'ng tomonida katta guruh joylashgan. devlar, uning ustida - supergigantlar. Endi astronomlar yorug'likning sakkizta sinfini 0 - gipergigantlardan VII - oq mittilargacha ajratadilar va hatto kichik sinflarni qo'shadilar.

Keyinchalik ma'lum bo'ldiki, Hertzsprung-Russell diagrammasida ko'plab qonuniyatlar va xususiyatlarni topish mumkin: astrometrik, astrofizik, evolyutsion - massa egri chizish, evolyutsiya izlari va boshqalar. Umuman olganda, u astronomiyada juda kuchli vosita ekanligini isbotladi.

Men uzoq vaqtdan beri xohlardim o'z qo'llaringiz bilan ishonch hosil qiling Hertzsprung-Russell diagrammasi haqiqatan ham qurilgan va haqiqatan ham darsliklarda chizilganga o'xshaydi. Yorqin yulduzlar katalogini onlaynlashtirish bilan buni qilish juda oddiy bo'lib chiqdi, men buni bo'sh vaqtimda zavq bilan qildim va men shaxsan ishonch hosil qildim: ha, Hertzsprung-Russell diagrammasi soxta emas! :) Xabar oxirida u.

Nega men buni "laboratoriya ishi" deb atadim?

Men uni Yorqin Yulduzlar katalogida tuzdim, ya'ni jadvalda xira yulduzlar yo'q. Ammo yorqin yulduzlardan ko'ra ko'proq xira yulduzlar bor! Haqiqiy H-R diagrammasi bir xil yorqinlik diapazoni uchun zaif yulduzlarga qarab davom etadi, zaif qizil yulduzlar mintaqasidagi asosiy ketma-ketlik tobora zichroq bo'ladi. Mening diagramamda yulduzlarning butun sinflari, masalan, oq mittilar yo'q.

Shunday qilib, yuqoridagi rasm hatto "Hertzsprung-Russell diagrammasi" astronomik atamasining tasviri emas va bundan tashqari, tahlil qilish uchun vosita emas, balki odatiy laboratoriya ishi.

Yulduzlar, ularning jismoniy xususiyatlariga ko'ra, ularning evolyutsiyasining turli bosqichlariga mos keladigan aniq belgilangan guruhlarga bo'linadi.

Yulduzlar turli xil bo'ladi. Quyoshning diametridan 30 baravar katta yulduzlar bor, va faqat Yerdagi katta shaharchalik yulduzlar bor. Shunday issiq yulduzlar borki, ularning emissiya spektridagi asosiy rang binafsha rangga ega va shu qadar "sovuq" yulduzlar borki, hatto to'q qizil yorug'lik ham ularning spektrida juda xira bo'ladi. 19-asrda astronomiyada burilish yuz berdi - olimlar klassik astronomiyaning og'ir yo'lidan keta boshladilar ("Qaerda bu, va u qanday va qayerda harakat qiladi?") va astrofizika izlariga o'ting ("Nima bu, va u qanday tartibga solingan?). Bu yo'lda asosiy vazifalardan biri hech bo'lmaganda koinotda kuzatilgan yulduzlar tasnifini tashqi tartiblash vazifasi edi. Bu ikki astrofizik tomonidan mustaqil ravishda diagramma yaratishga olib keldi, bugungi kunda bu diagramma Gertssprung-Russell diagrammasi (yoki qisqasi, ularning sharafiga "HR diagrammasi") deb ataladi.

GR diagrammasi - ko'pincha fanda bo'lgani kabi - deyarli bir vaqtning o'zida ikki xil qit'ada to'liq mustaqil ishlagan ikki olim tomonidan ishlab chiqilgan. 20-asr boshidagi eng buyuk amerikalik astronomlardan biri Genri Norris Rassell ko'p yillar davomida yulduzlarning hayot aylanishini tasvirlash muammosi bilan qiziqqan va diagrammaning asosiy g'oyasini 1909 yildayoq o'ylab topgan. , lekin uning vakili bilan ish faqat 1913 yilda nashr etilgan. Dane Einar Hertzsprung amerikalik hamkasbidan bir necha yil oldin Rassel bilan bir xil xulosalarga kelgan, ammo ular (1905 va 1907 yillarda) yuqori darajada ixtisoslashgan ilmiy fotograflar jurnalida nashr etilgan. (Zeitschrift f?r Wissenschaeftliche fotosurati), u nemis tilida ham nashr etilgan va bu nashr dastlab astronomlarning e'tiboridan chetda qoldi. Shuning uchun, 1930-yillarning o'rtalariga qadar, ushbu diagrammani oddiygina "Rassel diagrammasi" deb atash odatiy hol edi, toki voqea aniqlanmaguncha, Daniyaga soliq to'langan va endi diagrammada ikkala olimning ismlari keltirilgan.

GR diagrammasi - yulduzlarning yorqinligi (yorug'lik intensivligi) vertikal o'q bo'ylab o'lchanadigan va ularning sirtlarining kuzatilgan harorati gorizontal o'q bo'ylab o'lchanadigan grafik. Ushbu ikkala miqdoriy ko'rsatkich ham, agar Yerdan mos keladigan yulduzgacha bo'lgan masofa ma'lum bo'lsa, eksperimental o'lchash uchun javob beradi. Sof tarixiy nuqtai nazardan, gorizontal o'q bo'ylab shunday bo'ldi X yulduzlarning sirt harorati teskari tartibda chiziladi: ya'ni yulduz qanchalik issiq bo'lsa, u shunchalik chap tomonda bo'ladi; Bu sof konventsiya va men uni muhokama qilish va e'tiroz qilishdan ma'no ko'rmayapman. Butun GR diagrammasining ma'nosi unga imkon qadar ko'proq eksperimental kuzatilgan yulduzlarni qo'yish (ularning har biri tegishli nuqta bilan ifodalanadi) va ularning joylashuvi bo'yicha ularning nisbati bo'yicha taqsimlanishining ma'lum naqshlarini aniqlashdir. spektr va yorqinlik.

Ma'lum bo'lishicha, bu taqsimot hech qanday tasodifiy emas: spektrning yorqinligiga nisbati bo'yicha yulduzlar uchta qat'iy toifaga bo'linadi yoki ular odatda astrofizikada deyilganidek, "ketma-ketliklar" ga bo'linadi. Yuqori chap burchakdan pastki o'ngga deb atalmish cho'ziladi asosiy ketma-ketlik. Bunga, xususan, bizning Quyoshimiz kiradi. Eng yorqin va eng issiq yulduzlar asosiy ketma-ketlikning tepasida, eng xira va natijada uzoq umr ko'radigan yulduzlar esa pastki o'ngda joylashgan.

Alohida - o'ngda va yuqorida - juda yuqori yorqinligi bo'lgan, ularning haroratiga mutanosib bo'lmagan, nisbatan past bo'lgan yulduzlar guruhi mavjud - bular qizil gigant yulduzlar va supergigantlar deb ataladi. Bu ulkan yulduzlar, nisbatan aytganda, porlaydilar, lekin isinmaydilar. Asosiy ketma-ketlikning past va chap tomonida mittilar - nisbatan kichik va sovuq yulduzlar guruhi joylashgan. Yana bir bor ta'kidlaymizki, yulduzlarning katta qismi asosiy ketma-ketlikka tegishli va ulardagi energiya geliyning vodoroddan termoyadroviy sintezi natijasida hosil bo'ladi ( sm. yulduzlar evolyutsiyasi).

Aslida, GR diagrammasidagi ushbu uchta ketma-ketlik yulduzlarning hayot aylanishining uchta bosqichiga to'g'ri keladi. Qizil devlar va supergigantlar yuqori o'ng burchakda tashqi qobig'i chegarasigacha shishgan holda o'z hayotlaridan omon qolgan yulduzlar (6,5 milliard yildan keyin bizning Quyoshimiz xuddi shunday taqdirga duchor bo'ladi - uning tashqi qobig'i Venera orbitasidan tashqariga chiqadi). Ular kosmosga asosiy seriyadagi yulduzlar bilan bir xil miqdorda energiya chiqaradilar, ammo bu energiya tarqaladigan sirt maydoni yosh yulduzning sirt maydonidan bir necha marta kattaroq bo'lganligi sababli, gigantning o'zi qoladi. nisbatan sovuq.

Nihoyat, biz GR diagrammasining pastki chap burchagiga murojaat qilamiz: bu erda biz shunday deb ataladigan narsani ko'ramiz oq mittilar(sm. Chandrasekhar chegarasi). Bu juda issiq yulduzlar - lekin juda kichik, odatda bizning Yerimizdan katta emas. Shuning uchun, kosmosga nisbatan kam energiya tarqalib, ular sirt qobig'ining juda kichik (boshqa yulduzlar fonida) maydoni tufayli juda yorqin spektrda porlaydilar, chunki u juda yuqori bo'lib chiqadi. harorat.

Umuman olganda, Hertzshpruntz-Russell diagrammasiga ko'ra, yulduzning butun hayot yo'lini kuzatish mumkin. Birinchidan, asosiy ketma-ket yulduz (Quyoshga o'xshash) gaz-chang bulutidan kondensatsiyalanadi ( sm. Gaz-chang buluti gipotezasi) va termoyadroviy sintezning birlamchi reaktsiyasini yoqish uchun zarur bo'lgan bosim va haroratni hosil qilish uchun kondensatsiyalanadi va shunga mos ravishda GR diagrammasining asosiy ketma-ketligida bir joyda paydo bo'ladi. Yulduz yonib turguncha (vodorod zahiralari tugamagan), u asosiy ketma-ketlikda (hozirgi Quyosh kabi) o'z o'rnida qoladi va deyarli o'zgarmaydi. Vodorod zahiralari tugagandan so'ng, yulduz birinchi navbatda qizib ketadi va qizil gigant yoki supergigant o'lchamiga qadar shishib, diagrammaning yuqori o'ng burchagiga boradi, so'ngra soviydi va oq mitti o'lchamiga qadar qisqaradi va oxiriga yetadi. pastki chap.

Genri Norris RASSELL (RESSELL)
Genri Norris Rassell, 1877-1957

Amerikalik astrofizik. Nyu-Yorkdagi Oyster Bay shahrida presviterian vazir oilasida tug'ilgan. U Prinston universitetida tahsil oldi, u erda o'qituvchisi C. Jungni astronomiya professori va mahalliy rasadxona direktori lavozimiga almashtirdi, 1947 yilgacha. Uzoq vaqt davomida Rassell yoritgichlar qanday rivojlanishini tushunish uchun yulduzlar spektrlari va ularning yorqinligi o'rtasidagi munosabatlarni o'rganish bilan shug'ullangan. 1913 yilda Gertssprungdan mustaqil ravishda u Prinston universiteti observatoriyasida fotoplastinkalarda olingan fotosuratlarni o'rganish natijalaridan yulduzlarning spektral xarakteristikalari va yorqinligini bog'lovchi diagrammani (hozir Hertzsprung-Russell diagrammasi deb ataladi) qurdi. Afsuski, olim olingan diagrammadan yulduzlar qizil gigantlar shaklida tug'ilib, oxir-oqibat oq mittilarga aylanadi, degan noto'g'ri xulosa chiqardi.

Einar HERTSSHPRUNG
Ejnar Xertzsprung, 1873-1967

Daniyalik astronom. Kopengagen yaqinidagi Frederiksborg shahrida tug'ilgan. Kopengagen politexnika institutida tahsil olgan, kimyo muhandisi mutaxassisligini olgan. Institutni tugatgach (1898), Peterburgda uch yil ishladi. Vataniga qaytib, u astronomiyani o'rganishni boshladi, bir vaqtning o'zida Kopengagen universiteti rasadxonasi va kichik Uraniya rasadxonasida fotografik kuzatuvlar olib bordi. Uning tadqiqotlari Potsdam rasadxonasi direktori K. Shvartsshildni hayratda qoldirdi, u Gertssprungni dastlab G?ttingen universitetiga, keyin esa Potsdam rasadxonasiga taklif qildi (1909). 1919 yildan Gertssprung Leyden rasadxonasida ishladi, 1935 yilda uning direktori bo'ldi. Nafaqaga chiqqanidan keyin u Daniyaga qaytib, Brorfelddagi rasadxonada tadqiqotini davom ettirdi. Fotokimyogarning ta'limi olimga o'sha yillar uchun noyob bo'lgan yulduzlarning yorqinligini ularning fotografik tasvirlaridan hisoblash texnologiyasini ishlab chiqishga imkon berdi. Olingan natijalarni o'rganilgan yulduzlarning spektrlari to'g'risidagi ma'lumotlar bilan taqqoslab, Hertzsprung yulduzlarning o'ziga xos tasnifiga keldi, unga ko'ra ular gigantlar, mittilar va asosiy qatorlarga bo'linadi.