Wykres Hertzsprunga-Russela
6 Kwi 2005r. w Widma Gwiazd napisał/a Marcin SzulcAby porównywać ze sobą blask różnych gwiazd, należałoby to wykonywać w odniesieniu do jednakowej odległości. Za taką odległość przyjęto 10 parseków, a wielkość gwiazdową w odniesieniu do tej odległości nazwano wielkością absolutną gwiazdy. Na przykład Słońce odsunięte do odległości 10 parseków, świeciłoby jako gwiazda rzędu 5magnitudo, czyli wielkość absolutna Słońca równa jest 5 magnitudo.
Aby porównywać ze sobą blask różnych gwiazd, należałoby to wykonywać w odniesieniu do jednakowej odległości. Za taką odległość przyjęto 10 parseków, a wielkość gwiazdową w odniesieniu do tej odległości nazwano wielkością absolutną gwiazdy. Na przykład Słońce odsunięte do odległości 10 parseków, świeciłoby jako gwiazda rzędu 5magnitudo, czyli wielkość absolutna Słońca równa jest 5m.
W roku 1907 E. Hertzsprung zauważył, że gwiazdy późniejszych gwiazd widmowych (K, M) rozpadają się na dwie wyraźnie od siebie odgraniczone grupy, z których jedna zawiera gwiazdy o dużym blasku absolutnym, a druga – o małym. Pierwszej grupie nadano nazwę olbrzymów, a drugiej – karłów. Wykrył on poza tym zależność między barwą gwiazd a ich wielkościami w gromadach gwiazdowych Plejad i Hiad.
W roku 1919 astronom amerykański H. N. Russell umieścił na wykresie wielkości absolutne względem klas widmowych dla wszystkich gwiazd, których paralaksy były mu znane. Tego typu wykresy, wielokrotnie później wykonywane dla różnych grup gwiazdowych, noszą nazwę wykresów Hertzsprunga-Russella (w skrócie H-R). Na wykresach tego rodzaju gwiazdy grupują się w zupełnie określonych miejscach.
Przy dalszych, bardziej szczegółowych badaniach okazało się, że ciąg główny i grupa olbrzymów nie są jedynymi ugrupowaniami występującymi na wykresie H-R. Wykryto jeszcze kilku innych grup, jak np. grupę nadolbrzymów, położonych na wykresie nad olbrzymami, czerwonych olbrzymów i podolbrzymów, zaznaczonych na wykresie nieco poniżej olbrzymów, a niezmiernie interesująca okazała się grupa gwiazd o wysokiej temperaturze i małym absolutnym blasku nosząca nazwę białych karłów.
Olbrzymy są gwiazdami bardzo jasnymi dlatego mogą być widoczne z dużych odległości, natomiast gwiazdy reprezentowane przez dolną część głównego ciągu są bardzo słabe i można je zaobserwować tylko z odległości stosunkowo niewielkich. Gdybyśmy wykonali wykres H-R dla obszaru objętego odległością do 10 ps, to wśród gwiazd nie byłoby ani jednego olbrzyma, natomiast występowałoby znaczne zagęszczenie gwiazd w dolnej części głównego ciągu. Stąd wniosek, że większość gwiazd w przestrzeni dookoła Słońca stanowią gwiazdy słabe.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
W roku 1907 E. Hertzsprung zauważył, że gwiazdy późniejszych gwiazd widmowych (K, M) rozpadają się na dwie wyraźnie od siebie odgraniczone grupy, z których jedna zawiera gwiazdy o dużym blasku absolutnym, a druga – o małym. Pierwszej grupie nadano nazwę olbrzymów, a drugiej – karłów. Wykrył on poza tym zależność między barwą gwiazd a ich wielkościami w gromadach gwiazdowych Plejad i Hiad.
W roku 1919 astronom amerykański H. N. Russell umieścił na wykresie wielkości absolutne względem klas widmowych dla wszystkich gwiazd, których paralaksy były mu znane. Tego typu wykresy, wielokrotnie później wykonywane dla różnych grup gwiazdowych, noszą nazwę wykresów Hertzsprunga-Russella (w skrócie H-R). Na wykresach tego rodzaju gwiazdy grupują się w zupełnie określonych miejscach.
Przy dalszych, bardziej szczegółowych badaniach okazało się, że ciąg główny i grupa olbrzymów nie są jedynymi ugrupowaniami występującymi na wykresie H-R. Wykryto jeszcze kilku innych grup, jak np. grupę nadolbrzymów, położonych na wykresie nad olbrzymami, czerwonych olbrzymów i podolbrzymów, zaznaczonych na wykresie nieco poniżej olbrzymów, a niezmiernie interesująca okazała się grupa gwiazd o wysokiej temperaturze i małym absolutnym blasku nosząca nazwę białych karłów.
Olbrzymy są gwiazdami bardzo jasnymi dlatego mogą być widoczne z dużych odległości, natomiast gwiazdy reprezentowane przez dolną część głównego ciągu są bardzo słabe i można je zaobserwować tylko z odległości stosunkowo niewielkich. Gdybyśmy wykonali wykres H-R dla obszaru objętego odległością do 10 ps, to wśród gwiazd nie byłoby ani jednego olbrzyma, natomiast występowałoby znaczne zagęszczenie gwiazd w dolnej części głównego ciągu. Stąd wniosek, że większość gwiazd w przestrzeni dookoła Słońca stanowią gwiazdy słabe.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Komentarze użytkowników
( DODAJ SWÓJ )
Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.Napisz komentarz
Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.
Zjawiska oraz wydarzenia w nadchodzącym miesiącu.
Zagłosuj lub zgłoś swoją stronę.
Ostatnio pisaliście:
Twoje Imię
20.03.2023, 14:07