Диаграмма "цвет-светимость"
Nov. 3rd, 2017 09:08 am![[personal profile]](https://www.dreamwidth.org/img/silk/identity/user.png){kind=small}
atandakil_gunzeЦвет звезд и количество излучаемой ими энергии не являются совершенно независимыми.
В период от своего окончательного формирования до начала умирания любая звезда подчиняется строгому правилу: чем более она массивна, тем больше энергии она излучает и тем более горячая у нее поверхность. А температура поверхности звезды определяет ее цвет. У холодных маломассивных звезд цвет красный, более горячие и массивные имеют оранжевый цвет, еще более горячие и массивные (как наше Солнце) - желтый. Далее, по мере роста массы, звезды становятся белыми, а самые большие и горячие - голубыми.
Повторюсь, это касается только зрелых звезд в стационарном периоде их существования.
На стадии умирания, завершив стадию стационарного существования, звезды нарушают правило связи массы и цвета.
Диаграмма, на которую нанесены светимость звезд и их цвет (температура поверхности) называют диаграммой Герцшпрунга-Рассела (Г-Р) или диаграммой "цвет-светимость".
На этой диаграмме наглядно показан цвет звезд и их яркость (светимость).
О цвете, светимости и абсолютной звездной величине - см. https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/3650.html
Главная последовательность (полоса, идущая от правого нижнего угла к левому верхнему) и есть место, занимаемое на диаграмме звездами в течение их нормальной жизни. В правом нижнем углу расположены самые маломассивные тускло-красные звезды массой от 0,0767 массы Солнца (при меньшей массе в звезде термоядерные реакции не компенсируют потерю энергии и такой объект классифицируется не как звезда, а как коричневый карлик), в левом верхнем - голубые гипергиганты, которые могут превосходить Солнце по массе в сотни раз, а по светимости - в сотни тысяч и миллионы.
В течение жизни звезда слегка изменяет свое положение на диаграмме, что связано и с изменением ее химического состава, и с изменением строения, к тому же звезды одной и той же массы могут иметь немного разный химический состав (в одних больше элементов тяжелее гелия (выше металличность), в других - меньше), а это влияет на протекание термоядерных реакций в звезде, а следовательно, и на реальное соотношение цвета и светимости. Существуют и иные детали - например, на положение звезды на диаграмме может влиять скорость ее вращения. Поэтому главная последовательность диаграммы Г-Р представляет собой не линию, а узкую область.
Когда же звезда подходит к концу своего жизненного пути, материал для термоядерных реакций в ее центре заканчивается, реакции начинают идти в менее глубоких слоях и звезда начинает увеличиваться в размерах.
Светимость ее при этом возрастает (для меньших звезд - существенно, для больших - незначительно, для самых больших звезд вообще может не возрастать), а площадь поверхности увеличивается, так что поверхность охлаждается и звезда начинает одновременно с увеличением размеров краснеть, то есть, перемещаться на диаграмме Г-Р вправо (и вверх - по мере роста светимости).
Самые малые звезды начнут это делать когда-нибудь потом - для них, с их продолжительностью жизни в десять-двадцать-пятьдесят, а то и намного более, миллиардов лет, время еще не пришло, потому что нашей Вселенной еще всего лишь 13,77 миллиарда лет - поэтому звезд, ушедших с главной последовательности, в нижней правой части диаграммы еще нет. Они появятся позже. Намного позже. :)
А вот процесс ухода с главной последовательности звезд с размерами, сравнимыми с нашим Солнцем, виден на диаграмме хорошо. Это - умирающие звезды (уходящая вправо от главной последовательности ветвь). Видно, как раздувающиеся звезды постепенно краснеют и становятся красными и очень большими. Это - красные гиганты.
Процесс умирания сравнительно небольших звезд, таких, как наше Солнце, длится относительно медленно и долго, поэтому на диаграмме зафиксировано большое количество звезд этой группы на разных стадиях превращения в красные гиганты.
А вот для массивных звезд процесс раздувания" длятся быстро, жизнь их в "раздутом" виде до взрыва Сверхновой тоже длится недолго (красных гипергигантов - близкой к конечной стадии жизни голубых гипергигантов главной последовательности - вообще известны единицы) - и их на диаграмме почти нет. Зато те, которые есть - это крупнейшие по размеру звезды, диаметр которые может превосходить солнечный в тысячу, а то и в две тысячи раз и быть равным диаметру орбиты Сатурна.
Для "нормальных" звезд типа Солнца (или массой, ненамного превышающей солнечную) процесс раздувания в красный гигант заканчивается сжатием (коллапсом) горячего ядра и сбросом оболочки (внешних слоев звезды), формирующей так называемую планетарную туманность (к планетам на самом деле отношения не имеющую). На месте звезды образуется белый карлик - раскаленный плотный объект, медленно остывающий. Он после гибели звезды весьма горяч и, разумеется, слабо светится из-за своих малых размеров. Постепенно, остывая, он желтеет, краснеет... рано или поздно он охлаждается и почти перестает излучать свет.
Белые карлики видны на нижней ветви диаграммы Г-Р.
Римские цифры на диаграмме (от I до V) соответствуют классам светимости йеркской классификации https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/3951.html
Ia+ или 0 - гипергиганты;
I, Ia, Iab, Ib - сверхгиганты;
II, IIa, IIb - яркие гиганты;
III, IIIa, IIIab, IIIb - гиганты;
IV - субгиганты;
V, Va, Vb - карлики (звезды главной последовательности);
VI - субкарлики;
VII - белые карлики;
Если зафиксировать на диаграмме процесс изменения светимости и цвета звезды в течение всей ее жизни, получается фигура, именуемая эволюционным треком звезды.
Форма и расположение эволюционного трека зависит от массы звезды и по общему правилу, как уже понятно, перемещение звезды по эволюционному треку в конце жизни осуществляется направо и слегка вверх (достаточно круто вверх для маломассивных звезд, а самые массивные светимость не изменяют и, соответственно, вверх не перемещаются). После коллапса нормальной звезды трек резко опускается вниз - в область белых карликов. У более массивных звезд трек обрывается взрывом сверхновой, после которой могут остаться нейтронная звезда или черная дыра (а возможно, для некоторых самых массивных звезд, после взрыва не остается ничего кроме огромного облака газа). Нейтронные звезды и черные дыры на диаграмме, разумеется, отсутствуют.
Типичные эволюционные треки:
Более подробные:
Видно, что звезды с массами, близких к Солнцу, поднимаются и уходят вправо (краснеют и становятся красными субгигантами (стадия горения водорода в областях, прилегающих к центру звезды), а потом и гигантами.
Звезды большой массы (сверхгиганты) в конце жизни почти без роста светимости уходят вправо и превращаются в красных сверхгигантов.
Голубые гипергиганты превращаются в желтых гипергигантов (желтых супергигантов подкласса 0, он же Ia+), а потом - и в красных гипергигантов того же класса. А иногда и нет - гипергигант может потерять устойчивость и взорваться сверхновой еще на стадии желтого гипергиганта (есть примеры), а может при особенно высокой энергии реакций сбросить внешний слой и стать яркой голубой переменной. Иногда взрыв следует на этой стадии, а иногда дальнейший сброс оболочек приводит к превращению гипергиганта в очень горячую звезду Вольфа-Райе.
Интересная деталь - эволюционные треки показывают, что массивные звезды в процессе выгорания ядерного топлива начинают "метаться" по диаграмме, перемещаясь то влево, то вправо. Это связано с тем, что после "выгорания" гелия ядро начинает сжиматься и нагреваться, пока не вступают в термоядерную реакцию более тяжелые элементы (у гипергигантов в этом процессе последовательно может наблюдаться несколько стадий - до образования в ядре железа). В результате звезды вначале уменьшают свою светимость, а после начала реакций следующего цикла (с участием более тяжелых элементов) опять ее увеличивают. У меньших звезд температура для начала последующих реакций оказывается недостаточной.
Обозначения на этой схеме:
SubG - субгиганты. Стадия, на которой горение водорода в центре уже прекратилось, а горение гелия еще не началось. Звезда несколько увеличивается в размерах, и ее светимость растет в связи с началом термоядерных реакций в областях, прилегающих к ее центру. Эта стадия заметна у звезд средней массы - у более массивных звезд она кратковременна;
RC - красное сгущение. Стадия горения гелия в ядре звезд средней массы высокой металличности (первого типа населения, третьего и последующих поколений). Предшествует переходу в стадию красного гиганта;
RG - красные гиганты;
AGB - звезды асимптотической ветви гигантов. Финальная стадия активной жизни звезды с массой, не слишком превосходящей солнечную. Внутренняя часть этих звезд уже достаточно плотна и горяча, и в их ядре на стадии красного гиганта гелий выгорает. Начинается горение гелия в оболочке вокруг центра звезды, и звезда еще немного увеличивает размер и светимость по сравнению со стадией красного гиганта;
BSG - голубые сверхгиганты;
YSG - желтые сверхгиганты;
RSG - красные сверхгиганты.
У сверхгигантов кроме гелиевых протекают термоядерные реакции с участием более тяжелых элементов (металлов);
WR - звезды Вольфа-Райе. Гигантская звезда сбрасывает внешнюю более холодную оболочку и мы видим раскаленную до пятидесяти-ста тысяч градусов внутреннюю поверхность. Это - самые горячие звезды, но после сброса оболочки их размер и, соответственно, светимость уменьшается по сравнению с предшествующей стадией;
LBV - яркие голубые переменные. Стадия жизни гипергигантов, в которой они часто наблюдаются. Примеры - эта Киля и самая яркая известная звезда LBV 1806-20. Величайшие звезды Вселенной проводят основную часть своей короткой жизни именно в этой стадии;
MS - main sequence, главная последовательность.
Некоторые детали эволюции звезд различных масс - здесь: https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/4395.html
В период от своего окончательного формирования до начала умирания любая звезда подчиняется строгому правилу: чем более она массивна, тем больше энергии она излучает и тем более горячая у нее поверхность. А температура поверхности звезды определяет ее цвет. У холодных маломассивных звезд цвет красный, более горячие и массивные имеют оранжевый цвет, еще более горячие и массивные (как наше Солнце) - желтый. Далее, по мере роста массы, звезды становятся белыми, а самые большие и горячие - голубыми.
Повторюсь, это касается только зрелых звезд в стационарном периоде их существования.
На стадии умирания, завершив стадию стационарного существования, звезды нарушают правило связи массы и цвета.
Диаграмма, на которую нанесены светимость звезд и их цвет (температура поверхности) называют диаграммой Герцшпрунга-Рассела (Г-Р) или диаграммой "цвет-светимость".
На этой диаграмме наглядно показан цвет звезд и их яркость (светимость).
О цвете, светимости и абсолютной звездной величине - см. https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/3650.html
Главная последовательность (полоса, идущая от правого нижнего угла к левому верхнему) и есть место, занимаемое на диаграмме звездами в течение их нормальной жизни. В правом нижнем углу расположены самые маломассивные тускло-красные звезды массой от 0,0767 массы Солнца (при меньшей массе в звезде термоядерные реакции не компенсируют потерю энергии и такой объект классифицируется не как звезда, а как коричневый карлик), в левом верхнем - голубые гипергиганты, которые могут превосходить Солнце по массе в сотни раз, а по светимости - в сотни тысяч и миллионы.
В течение жизни звезда слегка изменяет свое положение на диаграмме, что связано и с изменением ее химического состава, и с изменением строения, к тому же звезды одной и той же массы могут иметь немного разный химический состав (в одних больше элементов тяжелее гелия (выше металличность), в других - меньше), а это влияет на протекание термоядерных реакций в звезде, а следовательно, и на реальное соотношение цвета и светимости. Существуют и иные детали - например, на положение звезды на диаграмме может влиять скорость ее вращения. Поэтому главная последовательность диаграммы Г-Р представляет собой не линию, а узкую область.
Когда же звезда подходит к концу своего жизненного пути, материал для термоядерных реакций в ее центре заканчивается, реакции начинают идти в менее глубоких слоях и звезда начинает увеличиваться в размерах.
Светимость ее при этом возрастает (для меньших звезд - существенно, для больших - незначительно, для самых больших звезд вообще может не возрастать), а площадь поверхности увеличивается, так что поверхность охлаждается и звезда начинает одновременно с увеличением размеров краснеть, то есть, перемещаться на диаграмме Г-Р вправо (и вверх - по мере роста светимости).
Самые малые звезды начнут это делать когда-нибудь потом - для них, с их продолжительностью жизни в десять-двадцать-пятьдесят, а то и намного более, миллиардов лет, время еще не пришло, потому что нашей Вселенной еще всего лишь 13,77 миллиарда лет - поэтому звезд, ушедших с главной последовательности, в нижней правой части диаграммы еще нет. Они появятся позже. Намного позже. :)
А вот процесс ухода с главной последовательности звезд с размерами, сравнимыми с нашим Солнцем, виден на диаграмме хорошо. Это - умирающие звезды (уходящая вправо от главной последовательности ветвь). Видно, как раздувающиеся звезды постепенно краснеют и становятся красными и очень большими. Это - красные гиганты.
Процесс умирания сравнительно небольших звезд, таких, как наше Солнце, длится относительно медленно и долго, поэтому на диаграмме зафиксировано большое количество звезд этой группы на разных стадиях превращения в красные гиганты.
А вот для массивных звезд процесс раздувания" длятся быстро, жизнь их в "раздутом" виде до взрыва Сверхновой тоже длится недолго (красных гипергигантов - близкой к конечной стадии жизни голубых гипергигантов главной последовательности - вообще известны единицы) - и их на диаграмме почти нет. Зато те, которые есть - это крупнейшие по размеру звезды, диаметр которые может превосходить солнечный в тысячу, а то и в две тысячи раз и быть равным диаметру орбиты Сатурна.
Для "нормальных" звезд типа Солнца (или массой, ненамного превышающей солнечную) процесс раздувания в красный гигант заканчивается сжатием (коллапсом) горячего ядра и сбросом оболочки (внешних слоев звезды), формирующей так называемую планетарную туманность (к планетам на самом деле отношения не имеющую). На месте звезды образуется белый карлик - раскаленный плотный объект, медленно остывающий. Он после гибели звезды весьма горяч и, разумеется, слабо светится из-за своих малых размеров. Постепенно, остывая, он желтеет, краснеет... рано или поздно он охлаждается и почти перестает излучать свет.
Белые карлики видны на нижней ветви диаграммы Г-Р.
Римские цифры на диаграмме (от I до V) соответствуют классам светимости йеркской классификации https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/3951.html
Ia+ или 0 - гипергиганты;
I, Ia, Iab, Ib - сверхгиганты;
II, IIa, IIb - яркие гиганты;
III, IIIa, IIIab, IIIb - гиганты;
IV - субгиганты;
V, Va, Vb - карлики (звезды главной последовательности);
VI - субкарлики;
VII - белые карлики;
Если зафиксировать на диаграмме процесс изменения светимости и цвета звезды в течение всей ее жизни, получается фигура, именуемая эволюционным треком звезды.
Форма и расположение эволюционного трека зависит от массы звезды и по общему правилу, как уже понятно, перемещение звезды по эволюционному треку в конце жизни осуществляется направо и слегка вверх (достаточно круто вверх для маломассивных звезд, а самые массивные светимость не изменяют и, соответственно, вверх не перемещаются). После коллапса нормальной звезды трек резко опускается вниз - в область белых карликов. У более массивных звезд трек обрывается взрывом сверхновой, после которой могут остаться нейтронная звезда или черная дыра (а возможно, для некоторых самых массивных звезд, после взрыва не остается ничего кроме огромного облака газа). Нейтронные звезды и черные дыры на диаграмме, разумеется, отсутствуют.
Типичные эволюционные треки:
Более подробные:
Видно, что звезды с массами, близких к Солнцу, поднимаются и уходят вправо (краснеют и становятся красными субгигантами (стадия горения водорода в областях, прилегающих к центру звезды), а потом и гигантами.
Звезды большой массы (сверхгиганты) в конце жизни почти без роста светимости уходят вправо и превращаются в красных сверхгигантов.
Голубые гипергиганты превращаются в желтых гипергигантов (желтых супергигантов подкласса 0, он же Ia+), а потом - и в красных гипергигантов того же класса. А иногда и нет - гипергигант может потерять устойчивость и взорваться сверхновой еще на стадии желтого гипергиганта (есть примеры), а может при особенно высокой энергии реакций сбросить внешний слой и стать яркой голубой переменной. Иногда взрыв следует на этой стадии, а иногда дальнейший сброс оболочек приводит к превращению гипергиганта в очень горячую звезду Вольфа-Райе.
Интересная деталь - эволюционные треки показывают, что массивные звезды в процессе выгорания ядерного топлива начинают "метаться" по диаграмме, перемещаясь то влево, то вправо. Это связано с тем, что после "выгорания" гелия ядро начинает сжиматься и нагреваться, пока не вступают в термоядерную реакцию более тяжелые элементы (у гипергигантов в этом процессе последовательно может наблюдаться несколько стадий - до образования в ядре железа). В результате звезды вначале уменьшают свою светимость, а после начала реакций следующего цикла (с участием более тяжелых элементов) опять ее увеличивают. У меньших звезд температура для начала последующих реакций оказывается недостаточной.
Обозначения на этой схеме:
SubG - субгиганты. Стадия, на которой горение водорода в центре уже прекратилось, а горение гелия еще не началось. Звезда несколько увеличивается в размерах, и ее светимость растет в связи с началом термоядерных реакций в областях, прилегающих к ее центру. Эта стадия заметна у звезд средней массы - у более массивных звезд она кратковременна;
RC - красное сгущение. Стадия горения гелия в ядре звезд средней массы высокой металличности (первого типа населения, третьего и последующих поколений). Предшествует переходу в стадию красного гиганта;
RG - красные гиганты;
AGB - звезды асимптотической ветви гигантов. Финальная стадия активной жизни звезды с массой, не слишком превосходящей солнечную. Внутренняя часть этих звезд уже достаточно плотна и горяча, и в их ядре на стадии красного гиганта гелий выгорает. Начинается горение гелия в оболочке вокруг центра звезды, и звезда еще немного увеличивает размер и светимость по сравнению со стадией красного гиганта;
BSG - голубые сверхгиганты;
YSG - желтые сверхгиганты;
RSG - красные сверхгиганты.
У сверхгигантов кроме гелиевых протекают термоядерные реакции с участием более тяжелых элементов (металлов);
WR - звезды Вольфа-Райе. Гигантская звезда сбрасывает внешнюю более холодную оболочку и мы видим раскаленную до пятидесяти-ста тысяч градусов внутреннюю поверхность. Это - самые горячие звезды, но после сброса оболочки их размер и, соответственно, светимость уменьшается по сравнению с предшествующей стадией;
LBV - яркие голубые переменные. Стадия жизни гипергигантов, в которой они часто наблюдаются. Примеры - эта Киля и самая яркая известная звезда LBV 1806-20. Величайшие звезды Вселенной проводят основную часть своей короткой жизни именно в этой стадии;
MS - main sequence, главная последовательность.
Некоторые детали эволюции звезд различных масс - здесь: https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/4395.html
(no subject)
Date: 2017-11-21 06:43 am (UTC)знаете, вот совершенно интуитивно пишется (и воспринимается) -
"В течение жизни звезда слегка изменяет свое положение на диаграмме,"
"В период от своего окончательного формирования до начала умирания любая звезда"
"Когда же звезда подходит к концу своего жизненного пути, материал для термоядерных реакций в ее центре заканчивается,"
так же как и "эволюция".
может, есть в этом и момент истины- другая жизнь, по другой шкале измерений, и в другой форме...
(no subject)
Date: 2017-11-21 07:06 am (UTC)Вообще, то, как существует звезда (или, скажем, галактика) жизнью назвать трудно - но не менее интересно.
(no subject)
Date: 2017-11-21 07:18 am (UTC)но, навпример, какие из составляющих понятия "жизнь", вы назвали бы определяющими?
(я не о "способе существования белковых тел", а более масштабно)
(no subject)
Date: 2017-11-21 07:26 am (UTC)Думал не раз - но пришел к выводу, что мы еще не готовы на этот вопрос отвечать. :)
(no subject)
Date: 2017-11-21 07:35 am (UTC)интересно было бы ваше мнение.
но, всему свое время, вы правы.
(no subject)
Date: 2017-11-21 07:36 am (UTC)(no subject)
Date: 2017-11-21 07:39 am (UTC)я тоже пыталась, "определить".
мы, наверное, сколько живем, столько и постигаем, что такое жизнь (на сколько позволяет сознание, конечно).
(no subject)
Date: 2017-11-21 07:43 am (UTC)