Διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Μετάβαση σε: πλοήγηση, αναζήτηση
Διάγραμμα Hertzsprung-Russell με 22.000 πραγματικούς αστέρες από τον Κατάλογο HIPPARCOS και 1000 από τον Κατάλογο Gliese. Οι αστέρες τείνουν να συσσωεύονται σε ορισμένες περιοχές του διαγράμματος. Η κυριότερη είναι η διαγώνιος από άνω αριστερά (θερμοί και λαμπροί αστέρες) μέχρι κάτω δεξιά (ψυχροί και αμυδροί), που ονομάζεται Κύρια ακολουθία. Κάτω αριστερά βρίσκονται οι λευκοί νάνοι, ενώ πάνω από αυτή είναι οι υπογίγαντες, οι γίγαντες και οι υπεργίγαντες. Ο Ήλιος κείται στην Κύρια Ακολουθία, σε λαμπρότητα 1 (απόλυτο μέγεθος 4,8) και δείκτη χρώματος B-V 0,66 (ενεργός θερμοκρασία 5780 K, φασματ. τύπος G2V).
Διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ που δείχνει πολλούς γνωστούς αστέρες του Γαλαξία μας.
Διαγράμματα H-R των αστέρων δύο ανοικτών σμηνών, του M67 και του NGC 188, που δείχνει το όριο της Κύριας Ακολουθίας σε διαφορετικές ηλικίες.

Το Διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ (Hertzsprung–Russell diagram), που συντομογραφείται συχνά ως Διάγραμμα H-R, είναι ένα διάγραμμα αστέρων που δείχνει τη σχέση ανάμεσα στο απόλυτο μέγεθος ή λαμπρότητα των αστέρων και τον φασματικό τους τύπο ή την ενεργό θερμοκρασία τους. Απλούστερα, θέτει τον κάθε αστέρα σε ένα διάγραμμα που απεικονίζει τη λαμπρότητά του ως συνάρτηση της επιφανειακής θερμοκρασίας του ή του χρώματός του. Δεν χαρτογραφεί τις θέσεις των άστρων στον ουρανό ή στον Γαλαξία.

Το Διάγραμμα αυτό επινοήθηκε περί το 1910 από τον Δανό αστρονόμο Έιναρ Χέρτζσπρουνγκ και τον Αμερικανό Χένρυ Νόρις Ράσελ, και επικράτησε να αναφέρεται με τα ονόματά τους. Αντιπροσωπεύει ένα μεγάλο βήμα προς την κατανόηση της αστρικής εξελίξεως, δηλαδή του τρόπου με τον οποίο ο κάθε αστέρας μεταβάλλεται με την πάροδο των αιώνων.

Ιστορία[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Στα τέλη του 19ου αιώνα μεγάλης κλίμακας φωτογραφικές φασματογραφικές επισκοπήσεις αστέρων έγιναν από το Αστεροσκοπείο του Χάρβαρντ, δίνοντας φασματικές ταξινομήσεις για δεκάδες χιλιάδες αστέρες, που τελικώς δημοσιεύθηκαν συνολικά στον Κατάλογο Χένρυ Ντρέιπερ. Σε τμήμα αυτού του έργου η work Αντόνια Μώρυ συμπεριέλαβε υποδιαιρέσεις ανάλογα με το πλάτος των φασματικών γραμμών τους[1]. Τότε ο Χέρτζσπρουνγκ προσεξε ότι οι αστέρες με λεπτές γραμμές έτειναν να έχουν μικρότερες ίδιες κινήσεις από τους άλλους αστέρες του ίδιου φασματικού τύπου. Ερμηνεύοντας αυτό ως μία ένδειξη μεγαλύτερων αποστάσεων και άρα μεγαλύτερων λαμπροτήτων για τους αστέρες με λεπτές γραμμές, υπολόγισε με βάση τις φαινομενικές μετατοπίσεις τους κατά την κίνηση του Ήλιου στον Γαλαξία τα απόλυτα μεγέθη τους[2].

Το 1910 ο Χανς Ρόζενμπεργκ δημοσίευσε ένα διάγραμμα των φαινόμενων μεγεθών ομάδας αστέρων στο σμήνος Πλειάδες σε σχέση με την ένταση της φασματικής γραμμής K του ασβεστίου και δύο γραμμών του υδρογόνου[3]. Αυτές οι γραμμές ήταν ένας δείκτης της θερμοκρασίας της επιφάνειας του κάθε αστέρα. Αφού οι αστέρες ενός σμήνους βρίσκονται περίπου στην ίδια απόσταση, τα φαινόμενα μεγέθη τους αντιστοιχούν σε απόλυτα μεγέθη, οπότε αυτό το πρώιμο διάγραμμα ισοδυναμούσε με ένα διάγραμμα λαμπρότητας-θερμοκρασίας. Ακόμα και σήμερα τέτοια διαγράμματα σμηνών χρησιμοποιούνται χωρίς γνώση των αποστάσεων και των λαμπροτήτων των αστέρων[4]. Ο Χέρτζσπρουνγκ επεξεργαζόταν ήδη αυτό τον τύπο διαγράμματος, με τις πρώτες δημοσιεύσεις του που τον εμφανίζουν να γίνονται το 1911[5].

Οι αρχικές μορφές του Διαγράμματος από τον Ράσελ, το 1913, περιελάμβαναν τους γίγαντες αστέρες της Μώρυ που είχε ταυτοποιήσει ο Χέρτζσπρουνγκ, τους κοντινούς αστέρες των οποίων είχαν μετρηθεί τότε οι παραλλάξεις, αστέρες των Υάδων και αρκετών κινούμενων ομάδων για τις οποίες η μέθοδος του κινούμενου σμήνους μπορούσε να χρησιμοποιηθεί για τον υπολογισμό αποστάσεων και άρα απόλυτων μεγεθών για τους αστέρες τους[6].

Είδη του διαγράμματος[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Υπάρχουν διάφορα είδη του Διαγράμματος Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ. Μοιράζονται όλες την ίδια γενική μορφή: οι αστέρες μεγαλύτερης λαμπρότητας βρίσκονται στο άνω μέρος του διαγράμματος, ενώ οι αστέρες με υψηλότερες επιφανειακές θερμοκρασίες βρίσκονται στην αριστερή πλευρά του.

Το αρχικό διάγραμμα σημείωνε τον φασματικό τύπο των αστέρων στον οριζόντιο άξονα και το απόλυτο οπτικό μέγεθος στον κάθετο άξονα. Ο φασματικός τύπος δεν είναι μεν αριθμός, αλλά η ακολουθία των φασματικών τύπων αποτελεί μία μόνοτονη συνάρτηση που αντιστοιχεί στην επιφανειακή θερμοκρασία του αστέρα. Σύγχρονες παρατηρησιακές εκδοχές του Διαγράμματος αντικαθιστούν τον φασματικό τύπο με έναν δείκτη χρώματος (συχνότερα τον B-V, αλλά πρόσφατα και άλλους). Αυτό το είδος του Διαγράμματος H-R αποκαλείται συχνά «παρατηρησιακό Διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ» ή και Διάγραμμα χρώματος-μεγέθους (CMD), και χρησιμοποιείται συχνά από τους παρατηρησιακούς αστρονόμους. Αν όλοι οι αστέρες βρίσκονται περίπου στην ίδια απόσταση από εμάς, όπως στην περίπτωση που ανήκουν στο ίδιο αστρικό σμήνος, ένα CMD που τα περιγράφει έχει συχνά ως κάθετο άξονα το φαινόμενο μέγεθος των αστέρων. Για μέλη του σμήνους, υπάρχει διαφορά κατά μία μόνο προσθετική σταθερά ανάμεσα στο φαινόμενο και το απόλυτο μέγεθός τους. Πρώιμες μελέτες γειτονικών ανοικτών σμηνών (όπως είναι οι Υάδες και οι Πλειάδες) από τους Χέρτζσπρουνγκ και Ρόζενμπεργκ παρήγαγαν τα πρώτα CMD, ενώ λίγα χρόνια αργότερα ο Ράσελ πραγματοποίησε την καθοριστική σύνθεση του διαγράμματος, συλλέγοντας δεδομένα για όλους τους αστέρες των οποίων το απόλυτο μέγεθος μπορούσε να προσδιορισθεί[3][5].

Μία άλλη παραλλαγή του Διαγράμματος Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ έχει την ενεργό, δηλαδή την ισοδύναμη επιφανειακή θερμοκρασία των αστέρων στο οριζόντιο άξονα και τη λαμπρότητά τους στον κάθετο, σχεδόν πάντα με τη μορφή των δεκαδικών λογαρίθμων τους. Οι θεωρητικοί υπολογισμοί της αστρικής δομής και της αστρικής εξελίξεως δίνουν διαγράμματα που ταιριάζουν με αυτά που δίνουν οι παρατηρήσεις. Αυτός ο τύπος του διαγράμματος θα μπορούσε να αποκαλείται «Διάγραμμα θερμοκρασίας-λαμπρότητας», αλλά αυτός ο όρος δεν χρησιμοποιείται σχεδόν ποτέ: αν γίνεται διάκριση, αποκαλείται «Θεωρητικό διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ». `Ενα ιδιόμορφο χαρακτηριστικό αυτής της εκδοχής του Διαγράμματος H-R είναι ότι οι θερμοκρασίες ξεκινούν από υψηλές στα αριστερά και πηγαίνουν προς τις χαμηλές στα δεξιά, πράγμα που βοηθά στην άμεση σύγκριση με την παρατηρησιακή μορφή του διαγράμματος.

Παρά το ότι οι δύο τύποι του διαγράμματος είναι παρόμοιοι, οι αστρονόμοι τα διακρίνουν, καθώς η ακριβής αντιστοίχιση του ενός στο άλλο δεν είναι μία τετριμμένη διαδικασία. Η μετάβαση από την ενεργό θερμοκρασία στο χρώμα και αντιστρόφως απαιτεί μία σχέση χρώματος-θερμοκρασίας, της οποίας η κατασκευή είναι δύσκολη: αποτελεί συνάρτηση και της χημικής συστάσεως, αλλά και άλλων παραγόντων, όπως η περιστροφή. Η μετατροπή της λαμπρότητας ή του απόλυτου βολομετρικού μεγέθους σε φαινόμενο ή απόλυτο οπτικό μέγεθος απαιτεί μία βολομετρική διόρθωση, που μπορεί να προέρχεται ή να μην προέρχεται από την ίδια πηγή με τη σχέση χρώματος-θερμοκρασίας. Χρειάζεται επίσης να είναι γνωστή η απόσταση των αστέρων από εμάς και η επίδραση της διαστρική απορρόφηση, τόσο στο χρώμα, όσο και στη φωτεινότητα. Το ιδανικό, επομένως, της απευθείας συγκρίσεως των θεωρητικών προβλέψεων για την αστρική εξέλιξη με τις παρατηρήσεις υποχωρεί μπροστά στις πρόσθετες αβεβαιότητες στις μετατροπές ανάμεσα στις θεωρητικές ποσότητες και στις παρατηρήσεις.

Παρουσίαση[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι περισσότεροι αστέρες καταλαμβάνουν την περιοχή του διαγράμματος που αντιστοιχεί χονδρικά σε μία διαγώνιο γραμμή, την Κύρια Ακολουθία. Οι αστέρες σε αυτή συντήκουν υδρογόνο στους πυρήνες τους. Μικρότερες συγκεντρώσεις είναι ο λεγόμενος οριζόντιος κλάδος και ο κλάδος των γιγάντων. Υπάρχει επίσης το «κενό του Χέρτζσπρουνγκ», στην περιοχή ανάμεσα στους φασματικούς τύπους A5 και G0, και μεταξύ των απόλυτων μεγεθών +1 και −3. Στα αριστερά του κενού αυτού βρίσκόνται οι μεταβλητοί τύπου RR Λύρας, πάνω σε μία περιοχή που ονομάζεται λωρίδα αστάθειας, στο άνω μέρος της οποίας βρίσκονται οι γνωστοί μεταβλητοί αστέρες κηφείδες.

Διάγραμμα H-R όπου επισημαίνονται η λωρίδα αστάθειας και οι συνιστώσες της.

Το Διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ μπορεί να χρησιμοποιηθεί επίσης για τη μέτρηση, κατά προσέγγιση, της αποστάσεως ενός αστρικού σμήνους με αρκετά μέλη από τη Γη. Αυτό γίνεται με τη σύγκριση των φαινόμενων μεγεθών των αστέρων του σμήνους με τα απόλυτα μεγέθη αστέρων σε γνωστές αποστάσεις. Η παρατηρούμενη ομάδα του σμήνους μετατοπίζεται κάθετα στο διάγραμμα, μέχρι που οι δύο Κύριες Ακολουθίες να ταυτισθούν. Η διαφορά μεγέθους που γεφυρώθηκε για να ταυτισθούν οι δύο ομάδες είναι μέτρο της αποστάσεως του σμήνους, αν θεωρήσουμε αμελητέα τη διαστρική απορρόφηση. Αυτή η τεχνική είναι γνωστή ως «προσαρμογή Κύριας Ακολουθίας» και αποτελεί ένα είδος φασματοσκοπικής παραλλάξεως.

Ο ρόλος του Διαγράμματος στην ανάπτυξη της αστρικής φυσικής[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το Διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ οδήγησε τους αστρονόμους να υποθέσουν ότι ίσως έδειχνε την αστρική εξέλιξη, με την πρώτη σκέψη να είναι ότι οι αστέρες κατέρρεαν βαρυτικά από ερυθρούς γίγαντες σε νάνους, κατεβαίνοντας προς τα κάτω στην Κύρια Ακολουθία κατά τη διάρκεια της ζωής τους. Αυτό θα γινόταν αν οι αστέρες ακτινοβολούσαν ενέργεια που παραγόταν από τη βαρυτική τους ενέργεια καθώς συρρικνώνονταν διαρκώς (αυτό προτάθηκε για τον Ήλιο στην υπόθεση Ηλιοσυστολής. Αυτός ο μηχανισμός δεν μπορούσε να ερμηνεύσει ηλικίες μεγαλύτερες των 100 εκατομμυρίων ετών, ενώ οι γεωλόγοι είχαν ήδη ενδείξεις ότι η Γη είχε πολύ μεγαλύτερη ηλικία. Η ασυμφωνία αυτή λύθηκε μόλις τη δεκαετία του 1930, όταν η πυρηνική σύντηξη προτάθηκε ως η πηγή της αστρικής ενέργειας.

Μετά την παρουσίαση από τον Ράσελ του διαγράμματος σε μία συνάντηση της Βασιλικής Αστρονομικής Εταιρείας το 1912, ο Άρθουρ Στάνλεϋ Έντινγκτον είχε την έμπνευση να το χρησιμοποιήσει ως βάση για την ανάπτυξη ιδεών της αστρικής φυσικής. Το 1926, στο βιβλίο του The Internal Constitution of the Stars (= «Η εσωτερική συγκρότηση των αστέρων»), εξήγησε τη φυσική πίσω από τη θέση που καταλαμβάνουν οι αστέρες στο Διάγραμμα[7]. Αυτή υπήρξε μία ιδιαίτερα αξιοσημείωτη πρόοδος, καθώς εκείνη την εποχή το μείζον πρόβλημα της αστρικής θεωρίας, η πηγή της ενέργειας των αστέρων, ήταν ακόμα άλυτο. Ο Έντινγκτον κατάφερε να το παρακάμψει επικεντρωνόμενος στη θερμοδυναμική της μεταφοράς της ενέργειας με ακτινοβολία στο εσωτερικό των αστέρων[8]. Προέβλεψε έτσι ότι οι νάνοι αστέρες παραμένουν σε μία σταθερή θέση της Κύριας Ακολουθίας για το μεγαλύτερο μέρος της ζωής τους. Κατά τις δεκαετίες του 1930 και του 1940, με την κατανόηση της συντήξεως του υδρογόνου, αναπτύχθηκε μία θεωρία για την εξέλιξη προς ερυθρούς γίγαντες και τους λευκούς νάνους βασισμένη στη φυσική. Σήμερα, η μελέτη του Διαγράμματος Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ δεν εμπνέει τέτοιες ιδέες, αλλά επιτρέπει τη γραφική αναπαράσταση της αστρικής εξελίξεως.

Δειτε επίσης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. A.C. Maury; E.C. Pickering (1897). «Spectra of bright stars photographed with the 11-inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial». Annals of Harvard College Observatory 28: 1–128. Bibcode1897AnHar..28....1M. 
  2. Hertzprung, Ejnar (1908). «Über die Sterne der Unterabteilung c und ac nach der Spektralklassifikation von Antonia C. Maury». Astronomische Nachrichten 179 (24): 373–380. doi:10.1002/asna.19081792402. Bibcode1909AN....179..373H. 
  3. 3,0 3,1 Rosenberg, Hans (1910). «Über den Zusammenhang von Helligkeit und Spektraltypus in den Plejaden». Astronomische Nachrichten 186 (5): 71–78. doi:10.1002/asna.19101860503. Bibcode1910AN....186...71R. 
  4. Vandenberg, D.A.; Brogaard, K.; Leaman, R.; Casagrande, L. (2013). «THE AGES OF 55 GLOBULAR CLUSTERS AS DETERMINED USING AN IMPROVED $\Delta V^{\rm HB}_{\rm TO}$ METHOD ALONG WITH COLOR-MAGNITUDE DIAGRAM CONSTRAINTS, AND THEIR IMPLICATIONS FOR BROADER ISSUES». The Astrophysical Journal 775 (2): 134. doi:10.1088/0004-637X/775/2/134. Bibcode2013ApJ...775..134V. 
  5. 5,0 5,1 Hertzsprung, E., Publ. Astrophys. Observ. Potsdam, Vol. 22, 1, 1911
  6. Russell, Henry Norris (1914). «Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars». Popular Astronomy 22: 275–294. Bibcode1914PA.....22..275R. 
  7. The Internal Constitution of the Stars», The Scientific Monthly, τόμος 11, No. 4 (Οκτώβ. 1920), σσ. 297-303 JSTOR 6491
  8. Eddington, A.S. (1916). «On the radiative equilibrium of the stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 77: 16–35. doi:10.1093/mnras/77.1.16. Bibcode1916MNRAS..77...16E. 

Βιβλιογραφία[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Εξωτερικοί σύνδεσμοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Commons logo
Τα Wikimedia Commons έχουν πολυμέσα σχετικά με το θέμα
Στο λήμμα αυτό έχει ενσωματωθεί κείμενο από το λήμμα Hertzsprung–Russell diagram της Αγγλικής Βικιπαίδειας, η οποία διανέμεται υπό την GNU FDL και την CC-BY-SA 3.0. (ιστορικό/συντάκτες).