Advertising:
Διάγραμμα H-R: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων
Χωρίς σύνοψη επεξεργασίας |
Χωρίς σύνοψη επεξεργασίας |
||
| (2 ενδιάμεσες εκδόσεις από 2 χρήστες δεν εμφανίζονται) | |||
| Γραμμή 1: | Γραμμή 1: | ||
Κανένα άλλο διάγραμμα της [[Αστρονομία|αστρονομίας]] και της [[Αστροφυσική|αστροφυσικής]] δεν είναι ίσως τόσο ευρέως γνωστό όσο το διάγραμμα H-R. Από αυτό αντλούμε πολλές πληροφορίες, σχεδόν τα πάντα για την εξέλιξη και τη ζωή των άστρων. Το διάγραμμα μετρά ήδη έναν αιώνα ύπαρξης, αφού επινοήθηκε από τους [[ | Κανένα άλλο διάγραμμα της [[Αστρονομία|αστρονομίας]] και της [[Αστροφυσική|αστροφυσικής]] δεν είναι ίσως τόσο ευρέως γνωστό όσο το διάγραμμα H-R (Hertzsprung-Russel). Από αυτό αντλούμε πολλές πληροφορίες, σχεδόν τα πάντα για την εξέλιξη και τη ζωή των άστρων. Το διάγραμμα μετρά ήδη έναν αιώνα ύπαρξης, αφού επινοήθηκε από τους [[Hertzsprung]] και [[Russell]] στις αρχές του εικοστού αιώνα. Αλλά τί είναι ακριβώς το διάγραμμα H-R, το οποίο είναι τόσο σημαντικό για την επιστήμη της αστροφυσικής; Με πολύ απλά λόγια είναι ένα διάγραμμα ορθογωνίων αξόνων, το οποίο παρουσιάζεται εάν συσχετίσουμε διάφορα φυσικά μεγέθη των αστέρων. | ||
| Γραμμή 24: | Γραμμή 24: | ||
== Έννοια Μεγεθών == | == Έννοια Μεγεθών == | ||
Πρώτον, η '''[[Θερμοκρασία]]''', η οποία είναι ο παράγοντας που καθορίζει και το χρώμα ενός άστρου. Κυμαίνεται από περίπου 3000 Κ (ερυθρά άστρα) έως 25000 Κ περίπου (κυανά άστρα). Πρόκειται συνήθως για τη θερμοκρασία χρώματος την οποία υπολογίζουμε από το φάσμα του αστέρα που φτάνει στη Γη, μέσω του κβαντικού νόμου της μετατόπισης του [[Wie]]n. Στη συνέχεια, ο '''[[Φασματικός Τύπος]]''', ο οποίος αφορά την κατάταξη των αστέρων σε 7 κύριες φασματικές ομάδες, τις O, B, A, F, G, K, M, κάθε μία από τις οποίες υποδιαιρείται σε 10 υποομάδες (π.χ. G0, G1, G2…G9). Ο διαχωρισμός σε αυτές τις 7 ομάδες έγινε εξαιτίας των διαφορών στα φάσματα που παρατηρούνται στα αστέρια και σχετίζονται με τη διαφορετική θερμοκρασία του καθενός. Όπως μπορούμε να δούμε και στο σχήμα, μεγαλύτερη θερμοκρασία (~25000 Κ) έχουν τα αστέρια τύπου Ο στα αριστερά και η θερμοκρασία μειώνεται συνεχώς πηγαίνοντας προς τα δεξιά (προς τον τύπο Μ). Το '''[[Απόλυτο Οπτικό Μέγεθος]]''' είναι ο αριθμός που εκφράζει τη φαινόμενη λαμπρότητα ενός αστέρος όταν βρίσκεται σε απόσταση 10 [[παρσέκ]]=32,6 έτη φωτός. Με αυτό το μέγεθος βρίσκουμε ποιο άστρο είναι πράγματι λαμπρότερο από κάποιο άλλο. Και τέλος, η '''[[Φωτεινότητα]]''' ορίζεται ως ο ρυθμός της εκλυόμενης ακτινοβολίας, σε όλα τα μήκη κύματος, από τη συνολική επιφάνεια του αστέρος. | Πρώτον, η '''[[Θερμοκρασία]]''', η οποία είναι ο παράγοντας που καθορίζει και το χρώμα ενός άστρου. Κυμαίνεται από περίπου 3000 Κ (ερυθρά άστρα) έως 25000 Κ περίπου (κυανά άστρα). Πρόκειται συνήθως για τη θερμοκρασία χρώματος την οποία υπολογίζουμε από το φάσμα του αστέρα που φτάνει στη Γη, μέσω του κβαντικού νόμου της μετατόπισης του [[Wie]]n. Στη συνέχεια, ο '''[[Φασματικός Τύπος]]''', ο οποίος αφορά την κατάταξη των αστέρων σε 7 κύριες φασματικές ομάδες, τις [[O Φασματικός Τύπος|O]], [[B Φασματικός Τύπος|B]], [[A Φασματικός Τύπος|A]], [[F Φασματικός Τύπος|F]], [[G Φασματικός Τύπος|G]], [[K Φασματικός Τύπος|K]], [[M Φασματικός Τύπος|M]], κάθε μία από τις οποίες υποδιαιρείται σε 10 υποομάδες (π.χ. G0, G1, G2…G9). Ο διαχωρισμός σε αυτές τις 7 ομάδες έγινε εξαιτίας των διαφορών στα φάσματα που παρατηρούνται στα αστέρια και σχετίζονται με τη διαφορετική θερμοκρασία του καθενός. Όπως μπορούμε να δούμε και στο σχήμα, μεγαλύτερη θερμοκρασία (~25000 Κ) έχουν τα αστέρια τύπου Ο στα αριστερά και η θερμοκρασία μειώνεται συνεχώς πηγαίνοντας προς τα δεξιά (προς τον τύπο Μ). Το '''[[Απόλυτο Οπτικό Μέγεθος]]''' είναι ο αριθμός που εκφράζει τη φαινόμενη λαμπρότητα ενός αστέρος όταν βρίσκεται σε απόσταση 10 [[παρσέκ]]=32,6 έτη φωτός. Με αυτό το μέγεθος βρίσκουμε ποιο άστρο είναι πράγματι λαμπρότερο από κάποιο άλλο. Και τέλος, η '''[[Φωτεινότητα]]''' ορίζεται ως ο ρυθμός της εκλυόμενης ακτινοβολίας, σε όλα τα μήκη κύματος, από τη συνολική επιφάνεια του αστέρος. | ||
| Γραμμή 30: | Γραμμή 30: | ||
== Συμπεράσματα == | == Συμπεράσματα == | ||
Μπορούμε τώρα, μετά τη σύντομη ανασκόπηση της έννοιας των μεγεθών, να μιλήσουμε για τα συμπεράσματα που προκύπτουν από το διάγραμμα H-R. Καταρχήν να τονίσουμε ότι το διάγραμμα προκύπτει από τις παρατηρήσεις χιλιάδων αστέρων. Τοποθετώντας λοιπόν τις παραπάνω παρατηρησιακές τιμές των προαναφερόμενων παραμέτρων, βλέπουμε ότι το διάγραμμα αποκαλύπτει τρεις σημαντικούς σχηματισμούς αστεριών. Oι περισσότεροι από τους αστέρες βρίσκονται πάνω σε μία στενή λωρίδα η οποία αρχίζει από την πάνω αριστερή γωνία του διαγράμματος (θερμοί και φωτεινοί κυανοί γίγαντες αστέρες), διασχίζει διαγώνια το διάγραμμα και τελειώνει στην κάτω δεξιά γωνία (ψυχροί και αμυδροί ερυθροί νάνοι αστέρες). Αυτή η ομάδα αστέρων ονομάζεται '''[[Κύρια Ακολουθία]]''' και αποτελεί τη μεγάλη πλειοψηφία των παρατηρουμένων άστρων γύρω μας, καθότι περιλαμβάνει τα αστέρια που παράγουν την ενέργειά τους με τη σύντηξη του υδρογόνου σε ήλιο. Μια άλλη κατηγορία αποτελεί ο '''[[Κλάδος των Γιγάντων]]''' στην πάνω δεξιά γωνία του διαγράμματος, η οποία χαρακτηρίζει τους ψυχρούς και πολύ φωτεινούς αστέρες, τους γίγαντες αστέρες και τους υπεργίγαντες, ο αριθμός των οποίων είναι κατά πολύ μικρότερος του αριθμού των αστέρων της κύριας ακολουθίας. Τα άστρα της ομάδας που καταλαμβάνουν την κάτω αριστερή γωνία του διαγράμματος ονομάζονται '''Λευκοί Νάνοι'''. Τα γνωστά μας αστρικά πτώματα στα οποία δεν εκτελούνται πια πυρηνικές συντήξεις και στα οποία καταλήγουν αστέρες με μάζα έως και 1,44 Ηλιακές Μάζες (=[[Όριο Chandrasekhar]]) | Μπορούμε τώρα, μετά τη σύντομη ανασκόπηση της έννοιας των μεγεθών, να μιλήσουμε για τα συμπεράσματα που προκύπτουν από το διάγραμμα H-R. Καταρχήν να τονίσουμε ότι το διάγραμμα προκύπτει από τις παρατηρήσεις χιλιάδων αστέρων. Τοποθετώντας λοιπόν τις παραπάνω παρατηρησιακές τιμές των προαναφερόμενων παραμέτρων, βλέπουμε ότι το διάγραμμα αποκαλύπτει τρεις σημαντικούς σχηματισμούς αστεριών. Oι περισσότεροι από τους αστέρες βρίσκονται πάνω σε μία στενή λωρίδα η οποία αρχίζει από την πάνω αριστερή γωνία του διαγράμματος (θερμοί και φωτεινοί κυανοί γίγαντες αστέρες), διασχίζει διαγώνια το διάγραμμα και τελειώνει στην κάτω δεξιά γωνία (ψυχροί και αμυδροί ερυθροί νάνοι αστέρες). Αυτή η ομάδα αστέρων ονομάζεται '''[[Κύρια Ακολουθία]]''' και αποτελεί τη μεγάλη πλειοψηφία των παρατηρουμένων άστρων γύρω μας, καθότι περιλαμβάνει τα αστέρια που παράγουν την ενέργειά τους με τη σύντηξη του υδρογόνου σε ήλιο. Μια άλλη κατηγορία αποτελεί ο '''[[Κλάδος των Γιγάντων]]''' στην πάνω δεξιά γωνία του διαγράμματος, η οποία χαρακτηρίζει τους ψυχρούς και πολύ φωτεινούς αστέρες, τους γίγαντες αστέρες και τους υπεργίγαντες, ο αριθμός των οποίων είναι κατά πολύ μικρότερος του αριθμού των αστέρων της κύριας ακολουθίας. Τα άστρα της ομάδας που καταλαμβάνουν την κάτω αριστερή γωνία του διαγράμματος ονομάζονται '''Λευκοί Νάνοι'''. Τα γνωστά μας αστρικά πτώματα στα οποία δεν εκτελούνται πια πυρηνικές συντήξεις και στα οποία καταλήγουν αστέρες με μάζα έως και 1,44 Ηλιακές Μάζες (=[[Όριο Chandrasekhar]]) και είναι θερμοί και αμυδροί. Ακόμα να αναφέρουμε ότι για την κύρια ακολουθία μόνο, ισχύει ότι μεγαλύτερη φωτεινότητα έχουν οι αστέρες μεγάλης μάζας. Όσο δηλαδή αυξάνεται η μάζα, αυξάνεται και η φωτεινότητα. | ||
| Γραμμή 44: | Γραμμή 44: | ||
Άρα, το διάγραμμα H-R έλυσε το πρόβλημα της ταξινόμησης των άστρων, διάταξε τα αστέρια τοποθετώντας τα σαν καθορισμένα σημεία στο διάγραμμα, | Άρα, το διάγραμμα H-R έλυσε το πρόβλημα της ταξινόμησης των άστρων, διάταξε τα αστέρια τοποθετώντας τα σαν καθορισμένα σημεία στο διάγραμμα, αναπαριστά δε τους κύκλους της ζωής τους, το παρελθόν αλλά και το μέλλον των άστρων.Πρόκειται λοιπόν για ένα απαραίτητο εργαλείο για τη μελέτη και περιγραφή της [[Αστρική Εξέλιξη|αστρικής εξέλιξης]]. | ||
[[Κατηγορία:Αστροφυσική]] | [[Κατηγορία:Αστροφυσική]] | ||
Τελευταία αναθεώρηση της 11:51, 14 Οκτωβρίου 2006
Κανένα άλλο διάγραμμα της αστρονομίας και της αστροφυσικής δεν είναι ίσως τόσο ευρέως γνωστό όσο το διάγραμμα H-R (Hertzsprung-Russel). Από αυτό αντλούμε πολλές πληροφορίες, σχεδόν τα πάντα για την εξέλιξη και τη ζωή των άστρων. Το διάγραμμα μετρά ήδη έναν αιώνα ύπαρξης, αφού επινοήθηκε από τους Hertzsprung και Russell στις αρχές του εικοστού αιώνα. Αλλά τί είναι ακριβώς το διάγραμμα H-R, το οποίο είναι τόσο σημαντικό για την επιστήμη της αστροφυσικής; Με πολύ απλά λόγια είναι ένα διάγραμμα ορθογωνίων αξόνων, το οποίο παρουσιάζεται εάν συσχετίσουμε διάφορα φυσικά μεγέθη των αστέρων.
Τα μεγέθη αυτά είναι συνήθως τα:
Α. Θερμοκρασία αστέρων, στον άξονα των τετμημένων.
Β. Φασματικός Τύπος αστέρων, στον άξονα των τετμημένων.
Γ. Απόλυτο Οπτικό Μέγεθος αστέρων, στον άξονα των τεταγμένων.
Δ. Φωτεινότητα αστέρων, στον άξονα των τεταγμένων.
Κλασικό παράδειγμα του οποίου αποτελεί το διάγραμμα της παρακάτω εικόνας:
Είναι δυνατό να δει το διάγραμμα κάποιος σε διάφορες μορφές και συνδυασμούς δύο από τα παραπάνω μεγέθη, όπως π.χ. Απόλυτο Μέγεθος συναρτήσει του Φασματικού Τύπου, ή Απόλυτο Μέγεθος συναρτήσει της Θερμοκρασίας. Σε αυτό το σημείο πρέπει να αναφέρουμε ότι δεν επιλέγουμε τυχαία τα συγκεκριμένα μεγέθη για το σκοπό μας, αλλά επειδή είναι θεμελιώδεις παράμετροι ενός αστέρος και αλληλένδετοι μεταξύ τους. Είναι αυτοί που μας δίνουν τα βασικά και απαραίτητα στοιχεία για να μελετήσουμε ένα άστρο.
Έννοια Μεγεθών
Πρώτον, η Θερμοκρασία, η οποία είναι ο παράγοντας που καθορίζει και το χρώμα ενός άστρου. Κυμαίνεται από περίπου 3000 Κ (ερυθρά άστρα) έως 25000 Κ περίπου (κυανά άστρα). Πρόκειται συνήθως για τη θερμοκρασία χρώματος την οποία υπολογίζουμε από το φάσμα του αστέρα που φτάνει στη Γη, μέσω του κβαντικού νόμου της μετατόπισης του Wien. Στη συνέχεια, ο Φασματικός Τύπος, ο οποίος αφορά την κατάταξη των αστέρων σε 7 κύριες φασματικές ομάδες, τις O, B, A, F, G, K, M, κάθε μία από τις οποίες υποδιαιρείται σε 10 υποομάδες (π.χ. G0, G1, G2…G9). Ο διαχωρισμός σε αυτές τις 7 ομάδες έγινε εξαιτίας των διαφορών στα φάσματα που παρατηρούνται στα αστέρια και σχετίζονται με τη διαφορετική θερμοκρασία του καθενός. Όπως μπορούμε να δούμε και στο σχήμα, μεγαλύτερη θερμοκρασία (~25000 Κ) έχουν τα αστέρια τύπου Ο στα αριστερά και η θερμοκρασία μειώνεται συνεχώς πηγαίνοντας προς τα δεξιά (προς τον τύπο Μ). Το Απόλυτο Οπτικό Μέγεθος είναι ο αριθμός που εκφράζει τη φαινόμενη λαμπρότητα ενός αστέρος όταν βρίσκεται σε απόσταση 10 παρσέκ=32,6 έτη φωτός. Με αυτό το μέγεθος βρίσκουμε ποιο άστρο είναι πράγματι λαμπρότερο από κάποιο άλλο. Και τέλος, η Φωτεινότητα ορίζεται ως ο ρυθμός της εκλυόμενης ακτινοβολίας, σε όλα τα μήκη κύματος, από τη συνολική επιφάνεια του αστέρος.
Συμπεράσματα
Μπορούμε τώρα, μετά τη σύντομη ανασκόπηση της έννοιας των μεγεθών, να μιλήσουμε για τα συμπεράσματα που προκύπτουν από το διάγραμμα H-R. Καταρχήν να τονίσουμε ότι το διάγραμμα προκύπτει από τις παρατηρήσεις χιλιάδων αστέρων. Τοποθετώντας λοιπόν τις παραπάνω παρατηρησιακές τιμές των προαναφερόμενων παραμέτρων, βλέπουμε ότι το διάγραμμα αποκαλύπτει τρεις σημαντικούς σχηματισμούς αστεριών. Oι περισσότεροι από τους αστέρες βρίσκονται πάνω σε μία στενή λωρίδα η οποία αρχίζει από την πάνω αριστερή γωνία του διαγράμματος (θερμοί και φωτεινοί κυανοί γίγαντες αστέρες), διασχίζει διαγώνια το διάγραμμα και τελειώνει στην κάτω δεξιά γωνία (ψυχροί και αμυδροί ερυθροί νάνοι αστέρες). Αυτή η ομάδα αστέρων ονομάζεται Κύρια Ακολουθία και αποτελεί τη μεγάλη πλειοψηφία των παρατηρουμένων άστρων γύρω μας, καθότι περιλαμβάνει τα αστέρια που παράγουν την ενέργειά τους με τη σύντηξη του υδρογόνου σε ήλιο. Μια άλλη κατηγορία αποτελεί ο Κλάδος των Γιγάντων στην πάνω δεξιά γωνία του διαγράμματος, η οποία χαρακτηρίζει τους ψυχρούς και πολύ φωτεινούς αστέρες, τους γίγαντες αστέρες και τους υπεργίγαντες, ο αριθμός των οποίων είναι κατά πολύ μικρότερος του αριθμού των αστέρων της κύριας ακολουθίας. Τα άστρα της ομάδας που καταλαμβάνουν την κάτω αριστερή γωνία του διαγράμματος ονομάζονται Λευκοί Νάνοι. Τα γνωστά μας αστρικά πτώματα στα οποία δεν εκτελούνται πια πυρηνικές συντήξεις και στα οποία καταλήγουν αστέρες με μάζα έως και 1,44 Ηλιακές Μάζες (=Όριο Chandrasekhar) και είναι θερμοί και αμυδροί. Ακόμα να αναφέρουμε ότι για την κύρια ακολουθία μόνο, ισχύει ότι μεγαλύτερη φωτεινότητα έχουν οι αστέρες μεγάλης μάζας. Όσο δηλαδή αυξάνεται η μάζα, αυξάνεται και η φωτεινότητα.
Υπάρχουν δύο ειδών διαγράμματα H-R:
1. Τα παρατηρησιακά H-R διαγράμματα, όπου τοποθετούνται τα παρατηρησιακά χαρακτηριστικά των άστρων και παίρνουμε όλα τα φυσικά χαρακτηριστικά τους (ακτίνα, μάζα κτλ). 2. Τα θεωρητικά διαγράμματα H-R, όπου αποτυπώνουν τη θεωρητική εξέλιξη των αστέρων σύμφωνα με τις τιμές των φυσικών τους χαρακτηριστικών.
Έτσι, μπορεί κάθε αστέρι να αντιπροσωπευθεί από ένα σημείο στο διάγραμμα H-R, αλλά ταυτόχρονα ο κύκλος ζωής κάθε αστεριού μπορεί να αντιπροσωπευθεί από μία τροχιά. Δηλαδή, ένα αστέρι αρχίζει στα δεξιά ως ψυχρό, συστελλόμενο νέφος διαστρικού αερίου. Καθώς θερμαίνεται, θα κινηθεί αριστερά προς την κύρια ακολουθία. Όταν αρχίσουν οι πυρηνικές συντήξεις στο εσωτερικό του και αρχίσει το αστέρι να καίει το υδρογόνο του, «στέκεται» στην κύρια ακολουθία. Εκεί μένει σχεδόν εξ ολοκλήρου σε μια θέση έως να καταναλωθεί όλο το υδρογόνο του πυρήνα σε ήλιο. Ο Ήλιος για παράδειγμα, θα μείνει περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια στην κύρια ακολουθία. Ήδη βρίσκεται εκεί για 4.5 δισεκατομμύρια χρόνια. Όταν το υδρογόνο του πυρήνα εξαντληθεί, θα αρχίσουν πιο σύνθετες πυρηνικές αντιδράσεις. Αυτές θα αναγκάσουν την επιφάνεια του Ήλιου μας να ψυχθεί και να διογκωθεί, και ο Ήλιος μας τότε θα μετακινηθεί προς το άνω δεξιό μέρος του διαγράμματος και θα γίνει ένας ερυθρός γίγαντας. Τέλος, όταν σταματήσουν όλες οι πυρηνικές αντιδράσεις στον πυρήνα, το μόνο που θα παραμείνει στη θέση του θα είναι ένας Λευκός Νάνος, που θα βρίσκεται κάτω αριστερά στο διάγραμμα.
Άρα, το διάγραμμα H-R έλυσε το πρόβλημα της ταξινόμησης των άστρων, διάταξε τα αστέρια τοποθετώντας τα σαν καθορισμένα σημεία στο διάγραμμα, αναπαριστά δε τους κύκλους της ζωής τους, το παρελθόν αλλά και το μέλλον των άστρων.Πρόκειται λοιπόν για ένα απαραίτητο εργαλείο για τη μελέτη και περιγραφή της αστρικής εξέλιξης.
