gwiazdy - Joanna Baron.
advertisement
GWIAZDY Czym są gwiazdy Gwiazdy to ciała niebieskie będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii, powierzchnia ma bardzo wysoką temperaturę. Energię potrzebną do podtrzymywania swej temperatury czerpią z reakcji syntezy jądrowej, w której lekkie pierwiastki (wodór i hel) zamieniane są w ciężkie (węgiel, magnez, krzem, żelazo). Można śmiało powiedzieć, że o życiu gwiazd decyduje grawitacja, to ona przyczynia się do ich narodzin i to ona jest powodem ich śmierci. Miejscem poczęcia gwiazd są obłoki materii międzygwiazdowej znajdujące się w galaktykach. Obłoki te składają się w około 80% z wodoru, pozostałą zaś część stanowi hel oraz śladowe ilości pyłu i pierwiastków ciężkich, pozostałych po poprzednim pokoleniu gwiazd. Pomimo, iż materię tę możemy zobaczyć za pomocą teleskopów w postaci mgławic, to w ziemskim znaczeniu są one idealną próżnią, gdyż ich gęstość wynosi zaledwie od 10-23 do 10-25 g/cm3 (dla porównania gęstość powietrza na Ziemi wynosi 1,29 x 10-3 g/cm3). Budowa gwiazd Jądro to materia w samym centrum gwiazdy. To tutaj (i tylko tutaj, w przypadku gwiazd ciągu głównego) zachodzi proces syntezy jądrowej. Chociaż panujące ciśnienie sprawia, że materia (w przypadku Słońca) ma gęstość około 160 razy większą od gęstości wody, występuje ona w formie gazowej, a to dzięki temperaturze rzędu 14 mln K. Fuzja jądrowa utrzymuje się w stanie samopodtrzymującej się równowagi. Kiedy jej tempo wzrasta, jądro ogrzewa się i rozszerza, co prowadzi do spadku tempa fuzji. Analogicznie, jeżeli tempo spadnie, jądro ochłodzi się i zmniejszy swoje rozmiary, w rezultacie zwiększając tempo fuzji. Warstwa promienista i konwektywna to obszary między jądrem a fotosferą gwiazdy. W nich zachodzi przewodzenie ciepła (energii) wytworzonej w jądrze w postaci wysokoenergetycznych fotonów (gamma i rentgenowskich. W warstwie promienistej materia jest wystarczająco gorąca i gęsta, by proces ten zachodził dzięki promieniowaniu cieplnemu, w warstwie konwektywnej natomiast przepływ ciepła zapewnia konwekcja. Gwiazdy podwójne i wielokrotne Bardzo powszechne jest występowanie gwiazd podwójnych, a nawet wielokrotnych. Składniki układu podwójnego znajdują się w niewielkich odległościach od siebie. Ich wzajemne oddziaływanie grawitacyjne powoduje ruch gwiazd wokół wspólnego środka masy, zgodnie z prawami Keplera. Oprócz układów złożonych z dwóch gwiazd istnieją układy wielokrotne, zawierające trzy i więcej składników. Najczęściej obserwuje się parę gwiazd obiegającą dalej położony, trzeci składnik (gwiazda potrójna) lub dwie pary gwiazd obiegające wspólny środek masy (gwiazda poczwórna). Przyjęto umownie, że gwiazdami wielokrotnymi nazywamy układy zawierające do dziesięciu gwiazd. W przypadku większej ilości składników skupisko nazywamy gromadą gwiazd. Co najmniej połowa znanych gwiazd to gwiazdy podwójne lub wielokrotne. Poszczególne składniki układu mogą być gwiazdami na różnym stadium rozwoju w zależności od ich masy. Przykładem gwiazdy podwójnej jest Syriusz, najjaśniejsza gwiazda naszego nieba. Składa się on z gwiazdy dwukrotnie większej niż Słońce i białego karła (zdjęcia tego ukłądu znajdują się przy opisie białych Zdjęcia Gwiazdy Polarnej wykonane przez teleskop Hubble'a w styczniu 2006 roku wykazały, że jest to system trzech gwiazdkarłów). Gwiazdą potrójną jest układ najbliższych nam gwiazd znajdujących się w gwiazdozbiorze Centauri (opisany on jest przy okazji czerwonych karłów) oraz Gwiazda Polarna, której główny składnik jest żółtym nadolbrzymem, leżącym około 700 lat świetlnych od Ziemi. Masa Gwiazdy Polarnej jest równa czterem masom Słońca i 2000 razy od niego jaśniejsza (jasność Gwiazdy Polarnej zmienia się i zaliczamy ją do gwiazd zmiennych typu cefeid). Pozostałe dwa składniki są normalnymi gwiazdami. Przykładem gwiazdy poczwórnej jest układ dwóch podwójnych gwiazd Mizar (znajdujące się w środu dyszla Dużej Miedzwiedzicy czyli Dużego Wozu). Szczególną grupę gwiazd podwójnych tworzą tzw. ciasne układy gwiazd podwójnych tzn. układy, w których odległość między składnikami jest porównywalna ze średnicami składników. Oddziaływania w tych układach są szczególnie silne tak, że mogą doprowadzić do znacznego odkształcenia gwiazd układu od symetrii sferycznej. Wskutek możliwości przekazywania energii i momentu pędu między ruchem orbitalnym i obrotowym składników, a także możliwości przepływu masy między gwiazdami, mogą w takich układach występować stosunkowo szybkie zmiany elementów orbity, co w układach zaćmieniowych będzie się uwidaczniać jako zmiany okresów zaćmień i zmiany kształtu krzywej blasku. Gwiazdy podwójne i wielokrotne Układ dwóch gwiazd. Po prawej gwiazda o większej masie z dyskiem akrecyjnym. Odrzucane przez niebieskiego olbrzyma powłoki gazowe wpadają w dysk akrecyjny sąsiadującej gwiazdy, wirują wokół niej, ogrzewając się, by w końcu zatopić się w niej. Zdjęcia Gwiazdy Polarnej wykonane przez teleskop Hubble'a w styczniu 2006 roku wykazały, że jest to system trzech gwiazd Podwójna gwiazda T Pyxidis okresowa nowa, położona w odległości 6 tysięcy lat świetlnych, wydobywa się z niej eksplodująca materia, widoczne termojądrowe eksplozje powtarzają się co kilka lat. Ewolucja Gwiazd STADIUM PROCES Kondensacja Grawitacyje kurczenie się pierwotnej mgławicy gazowej lub pyłowogazowej, wzrost gęstości i temperatury w centrum. Protogwiazda Początek świecenia w wyniku dalszego grawitacyjnego kurczenia; kilkdziesiąt tysięcy lat dla gwiazdy o masie 50 MS, do miliarda dla 0,01 MS. Gwiazda Reakcjie termojądrowe w jądrze - przemiana wodoru w hel; kilka milionów lat dla gwiazdy bardzo masywnej, do kilkudziesięciu miliardów lat. Biały karzeł Odrzucenie zewnętrznych warstw czerwonego olbrzyma (mgławica planetarna); pozostałością gorąca, powoli stygnąca gwiazda o promieniu 0,01 RS. Brązowy karzeł Końcowe stadium protogwiazd o masach mniejszych od 0,08 MS, powoli stygnący obiekt, świecący wyłącznie kosztem energii grawitacyjnej. Czarny karzeł Pozostałość po gwiazdach o małych i średnich masach; wystygły brązowy lub biały karzeł, w stanie stałym. Supernowa Gwiazda neutronowa Czarna dziura Końcowe stadium ewolucji masywnych gwiazd, powyżej 8 MS; gwałtowny wybuch gwiazd po zużyciu paliwa termojądrowego. Pozostałość po masywnych gwiazdach, o masach od 8 do 40 MS; szybko obracający się obiekt o promieniu rzędu 10 km i gęstości do 1018 kg/m3. Efekt gwałtownego zapadania grawitacyjnego gwiazd o masie powyżej 40 MS; obiekt obserwowany jedynie poprzez procesy zachodzące w jego otoczeniu. Białe Karły Białe karły są to obiekty o bardzo małych promieniach, rzędu jednej setnej promienia Słońca (rozmiary porównywalne z Ziemią) i dużej gęstości, 10 000 razy więcej, niż dla najgęstszej materii spotykanej na Ziemi. Łyżeczka od herbaty tej materii ważyłaby jedną tonę. Jest to końcowe stadium ewolucji gwiazd. Białe karły wysyłają od 100 tys. do 10 tys. razy mniej energii niż Słońce. Temperatury powierzchniowe białych karłów zawierają się w przedziale między 4000 a 60000 K. Niektóre białe karły zwłaszcza w układach podwójnych gwiazd są gwiazdami pulsującymi, czyli gwiazdami zmiennymi. Są dwie możliwości powstania tego obiektu. Jeżeli masa gwiazdy ciągu głównego jest mniejsza od 0,4 masy Słońca to po "wypaleniu" wodoru w jądrze nie będzie wystarczająco wysokiej temperatury aby przemiana wodoru w hel następowała w otoczce wokół jądra i gwiazda powoli będzie stygnąc stając się białym karłem (taki obiekt omija stadium czerwonego olbrzyma). Gromada kulista M4. Białe karły zostały obwiedzione okręgiem. Czarne Karły Kiedy biały karzeł wyczerpie wszystkie zapasy energii zacznie się ochładzać. Światło, z białego będzie stopniowo przechodzić w żółte, pomarańczowe, czerwone, aż w końcu gdy jego temperatura powierzchniowa spadnie poniżej 4000 kelwinów, przestaje być dostrzegalny. Takie niewidoczne obiekty nazywamy czarnymi karłami. Powoli będzie on dalej stygł do temperatury przestrzeni kosmicznej całkiem zgaśnie. Czarne karły zalicza się do tak zwanej ciemnej materii i nie wiadomo jaka ich jest liczba we Wszechświecie. Jest to bardzo gęsty i mały obiekt, którego promień jest porównywalny z promieniem Ziemi. Jego gęstość jest 10 000 razy większa niż dla najgęstszej materii spotykanej na Ziemi. Przypuszcza się, że w miarę stygnięcia materia białych karłów ulega krystalizacji. Brązowy karzeł Brązowy karzeł – obiekt gwiazdopodobny o masie zbyt małej (poniżej 8% masy Słońca - 80 mas Jowisza), by mogły zachodzić w nim reakcje przemiany wodoru w hel, które są głównym źródłem energii gwiazd ciągu głównego. Od gazowych planet odróżnia je to, że są zdolne do syntezy deuteru przynajmniej na początku istnienia[1] i często występują samotnie w przestrzeni. Pierwszego brązowego karła zaobserwowano w 1995 roku. Określa się je czasem (potocznie) mianem niewypałów, nieudanych gwiazd bądź superplanet. Gwiazda 54 Piscium i krążący wokół niej brązowy karzeł, sfotografowane przez Kosmiczny Teleskop Spitzera Gwiazdy Supernowe Gwiazdy supernowe są to gwiazdy zmienne odznaczające się nagłym wzrostem jasności do około 107 - 108 razy przewyższającej jasność Słońca. Nie jest to raczej gwiazda ale proces wybuchu, podczas którego znaczna część materii (nawet do jednej trzeciej części) została wyrzuca na zewnątrz co powoduje świecenie. Są dwie przyczyny wybuchu supernowych. Pierwsze supernowe typu II, Ib i Ic to zaawansowane ewolucyjnie masywne gwiazdy zwane czerwonymi nadolbrzymami (ich masa jest 10 razy większa od masy Słońca). W tak dużych gwiazdach tworzą się coraz to cięższe pierwiastki aż do żelaza i niklu włącznie. Gęstość jądra rośnie. Gdy temperatura wzrośnie do 10 miliardów stopni następuje gwałtowny rozpad jąder żelaza i i niklu na jądra helu i neutrony. Złożone procesy przemian jądrowych sprawiają, że równowaga między siłami grawitacyjnymi a ciśnieniem składników rdzenia ulega zachwianiu i rdzeń ten ulega grawitacyjnemu zapadnięciu się. Następuje potężna implozja, a opadające na jądro wewnętrzne warstwy gwiazdy ulegają odbiciu od sprężystego jądra. Powstaje fala uderzeniowa wyrzucająca zewnętrzne warstwy gwiazdy. W czasie wybuchu zachodzą szybkie reakcje syntezy ciężkich pierwiastków, które rozpraszają się w przestrzeniach międzygwiezdnych, zasilając rozproszoną materię w ciężkie jądra. Z takich ciężkich jąder powstałych po wybuchach supernowych jest zbudowana Ziemia i człowiek. Jasność gwiazdy po wybuchu supernowej rośnie wówczas dziesiątki a nawet setki milionów razy, osiągając blask porównywalny z całą galaktyką, w której się znajduje. Duża część gwiazdy (czasem prawie cała materia gwiazdy) zostaje wyrzucona w przestrzeń z prędkościami od kilku do kilkudziesięciu tysięcy km/s. Po wybuchu jasność supernowej maleje (dwukrotny spadek co kilkadziesiąt dni). Po kilku latach widać już tylko rozszerzającą się otoczkę, która tworzy w miejscu wybuchu nieregularną mgławicę, zwaną pozostałością supernowej. Pozostałość po wybuchu supernowej w gwiazdozbiorze. Łabędzia wykonane przez HST. Jest to złożenie trzech obrazów. Na niebiesko przedstawiony jest tlen, na zielono wodór, a na czerwono siarka. Gwiazdy Neutronowe Gwiazda neutronowa powstaje w wyniku wybuchu gwiazdy tzw. supernowej w późnym stadium ewolucji gwiazd. Gwiazda o masie większej niż 10 mas Słońca, wytwarza u kresu swojej ewolucji żelazny rdzeń wielkości Ziemi, w którym nie mogą już zachodzić reakcje syntezy jądrowej. Elektrony poruszają się wtedy z prędkością prawie równą prędkości światła. Ciśnienie rozpędzonych elektronów równoważy grawitacyjną siłę przyciągania gęstej materii. Ale przy dostatecznie dużej energii elektronów (temperatura wynosi wtedy około 10 miliardów Kelwinów), łączą się one z protonami tworząc neutrony. Ciśnienie wtedy maleje, oddziaływanie grawitacyjne bierze górę i w niespełna sekundę rdzeń zapada się i zamienia w gwiazdę neutronową. Część wyzwolonej przy tym energii zostaje przekazana materii otaczającej rdzeń, która z prędkością kilkunastu tysięcy kilometrów na sekundę rozbiega się w przestrzeni kosmicznej. Całe zjawisko, widoczne z daleka jako gwałtowny rozbłysk gwiazdy, nosi nazwę supernowej II typu. Gęstość gwiazdy neutronowej przekracza 1012 g/cm3 i w centrum jest większa niż w jądrze atomowym, a średnice gwiazd neutronowych zawarte są w przedziale od 10km do 100km. Ich masa może być najwyżej około 2,8 raza większa od masy Słońca. Jeśli szczątki wybuchu są masywniejsze to powstaje czarna dziura. Gwiazdy neutronowe są dla nas ostatnim źródłem informacji o najbardziej skrajnym, a dostępnym jeszcze obserwacji stanie materii we Wszechświecie. Szacuje się, że co tysięczna gwiazda w naszej Galaktyce to gwiazda neutronowa. W 2004 roku oszacowano parametry gwiazdy neutronowej w układzie podwójnym EXO 0748-677. Wyniki znajdują się w nr 11/2004 Świata Nauki. Średnica tej gwiazdy wynosi około 23 km (plus minus 6km) a masa 1,8 Mas Słońca (plus minus 0,5). Jest to pierwszy tak dokładny szacunek parametrów gwiazdy neutronowej. Podczas tworzenia się gwiazdy neutronowej, promień maleje. Z zasady zachowania momenty pędu wynika, że następuje wtedy prędkości wirowania gwiazdy. Okres obrotu może wynosić od ułamka sekundy do kilku sekund. Obrót pulsarów powoduje wytwarzanie silnego promieniowania radiowego. Spowodowane jest to ruchem plazmy i zmiany pola magnetycznego, ale dokładnego modelu powstawania tych impulsów jeszcze nie znamy. Gwiazdy neutronowe poza pulsującym promieniowaniem radiowym emitują również pulsujące promieniowanie widzialne i rentgenowskie. te okresy pulsacji związane są z okresem obrotu gwiazdy, a model emisji promieniowania radiowego przypomina nieco działaniem latarnię morską. promieniowanie radiowe pulsara jest emitowane w postaci wiązki i jeśli na Ziemi jest ono odbierane, oznacza to, że Ziemia znajduje się w strumieniu tego promieniowania. Najbardziej znanym pulsarem jest pulsar w Mgławicy Kraba. W centrum tej mgławicy znajduje się ultra gęsta gwiazda neutronowa, która rotuje 30 razy na sekundę. Gwiazda ta, zwalniając, wydziela energię, która odpowiada energii wysyłanej przez mgławicę Kraba. Wybuch supernowej, który utworzył tę mgławicę i pulsar, został dostrzeżony w 1054, co odnotowują liczne kroniki. Niebo w nocy było jasne przez kilka kolejnych dni. Gwiazdy Neutronowe Mgławica Kraba - zdjęcie z kosmicznego teleskopu Hubble'a. W mgławicy tej znajduje się pulsar (na lewo od dwóch centralnie ułożonych jasnych gwiazd, blisko lewego dolnego rogu zdjęcia). Pulsar NGC 6397 w układzie podwójnym z czerwonym olbrzymem. Czarne Dziury Aby wydostać się z pola grawitacyjnego planety lub innego obiektu astronomicznego i uciec w kosmos, ciało musi rozpędzić się do dużej prędkości zwanej prędkością ucieczki. Dla ciał znajdujących się na Ziemi wynosi ona 11.2 km/s. Prędkość ta zależy od rozmiarów i masy obiektu, który ciało chce opuścić. Jeśli nie zmieniając masy obiektu astronomicznego będziemy zmniejszać promień to prędkość ucieczki rośnie. Dla odpowiednio małego promienia prędkość ucieczki jest równa prędkości światła. Oznacza to, że żadne ciało, nawet światło nie opuści powierzchni tego obiektu. Taki obiekt nazywamy czarną dziurą. dziurą. Promień graniczny nazywamy promieniem Schwarzschilda lub promieniem grawitacyjnym ciała. Aby Ziemia stała się czarną dziurą jej promień powinien być mniejszy od 1cm, zaś Słońce promień mniejszy od 2,95 km. Okazuje się, że jeśli gwiazda zmniejszy swoje rozmiary poniżej promienia grawitacyjnego, to procesu kurczenia zatrzymać już nie można. Wszystkie sygnały, nawet sygnały świetlne są przyciągane przez silne pole grawitacyjne i zamiast się oddalać zbiegają się do centrum. Powierzchnia ograniczona promieniem Schwarzschilda odgrywa rolę błony półprzepuszczalnej błony, przez którą cząstki i sygnały niosące informacje mogą przenikać do środka, ale nie mogą wydostawać się przez nią na zewnątrz. Taką powierzchnię nazywamy horyzontem. Obserwowane obiekty nie są sferycznie symetryczne, przeważnie obracają się i mają, czasami nawet silne pola magnetyczne. .Naukowcy sądzą, że zgodnie z ogólną teorią względności, wewnątrz czarnej dziury musi istnieć osobliwość, to znaczy punkt, gdzie gęstość materii i krzywizna czasoprzestrzeni są nieskończone. W nowych teoriach Wszechświata mówi się, że jest to droga do innych światów. Czarne dziury z założenia nie mogą świecić, jednak manifestują swoją obecność niezwykle silnym przyciąganiem grawitacyjnym; tak silnym, że mogą zmusić światło do poruszania się wokół nich po okręgu. Czarne dziury mogą także obracać się (np. wtedy, gdy są rozkręcane przez opadający na nie, wirujący gaz). Sprawiają wówczas, że w ich najbliższym otoczeniu zaczyna wirować sama przestrzeń (a właściwie czasoprzestrzeń). Wizja artystyczna czarnej dziury z polem magnetycznym otoczona wirującym dyskiem materii. Zgrupowanie źródeł promieniowania rentgenowskiego w pobliżu centrum nieregularnej galaktyki M82 (zdjęcie wykonane za pomocą teleskopu Chandra). Strzałka wskazuje na obiekt, będący najprawdopodobniej czarną dziurą o średniej masie, która 500 razy przekracza masę Słońca. Mgławice pyłowo - gazowe Gwiazdy rodzą się wewnątrz ciemnych i zimnych obłoków gazowo-pyłowych zwanych inaczej mgławicami. Nazywano są one molekularnymi, gdyż składają się głównie z cząsteczek wodoru. Aby powstała gwiazda, musi zadziałać jakiś impuls z zewnątrz, na przykład pobliski wybuch supernowej, który zapoczątkuje gwałtowne kurczenie gęstszych obszarów położonych wewnątrz obłoku. Gwiezdny noworodek jest otoczony dyskiem gazowo-pyłowym, z którego może, (lecz nie musi) powstać układ planetarny. Tak właśnie stało się 4,6 mld lat temu, kiedy rodziło się Słońce. Chociaż od dawna znamy wiele miejsc narodzin "gwiezdnych miast", z których najsłynniejszą jest Wielka Mgławica Oriona, to dopiero bystre oko Teleskopu Kosmicznego Hubble'a pozwala nam poznać szczegóły tego misterium, nie tylko zresztą w naszej Galaktyce. Dlaczego? Obłoki, jakimi otaczają się nowo narodzone gwiazdy, oprócz cząsteczek wodoru zawierają też znaczną domieszkę pyłu, co sprawia, że są nieprzeźroczyste dla światła widzialnego, a więc całkowicie skrywają obszary gdzie się one formują. Ujawnienie ich procesów powstawania jest możliwe dzięki obserwacjom prowadzonym w podczerwieni i radiowym zakresie widma. A takie możliwości posiada kamera zainstalowana właśnie na Teleskopie Kosmicznym Hubble'a, który przesyła na Ziemię cenne obrazy. Są coraz leprze jakościowo, a to umożliwia dokładniejszą ich analizę. Skąd wiemy, że na zdjęciach jest widoczny moment tworzenia się gwiazd? ”Świeci" na nich wodór - główne tworzywo wszystkich już narodzonych i przyszłych gwiazd, znacząc różnymi kolorami, (bo na różnych długościach fal świetlnych) centra galaktyk i ich spiralne ramiona. Barwy na zdjęciach wykonanych w podczerwieni są umowne. Na przykład promieniowanie długości fali 1,87 mikrometra zabarwia kliszę na czerwono, od 1,4 do 1,8 mikrona na niebiesko. Zanim z pierwotnego zagęszczenia uformuje się gwiazda, upłyną miliony, a może nawet miliardy lat. Zagęszczoną materię uważamy za gwiazdę jeśli w jej jądrze zaczną zachodzić reakcje termojądrowe polegające na łączeniu się wodoru w hel. W chwili rozpoczęcia tych reakcji gwiazda na diagramie Hertzsprunga - Russella znajduje się na ciągu głównym. Klasyfikacja widmowa gwiazd Typ widmowy Temperatura powierzchni, w K Barwa gwiazdy Widmo O 30000 - 60000 Niebiesko-biała Słabe linie neutralnego wodoru i helu; wyraźna linia zjonizowanego helu; linie wielokrotnie zjonizowanego krzemu, węgla, azotu, tlenu. B 10000 - 30000 Biała Mocniejsze linie wodoru i helu; słabe linie H i K zjonizowanego wapnia. A 7500 - 10000 biało-żółta Najmocniejsze linie wodoru; mocniejsze linie H i K zjonizowanego wapnia; słabe linie pierwiastków cięższych F 6000 - 7500 Jasnożółta Słabsze linie wodoru; jeszcze mocniejsze inie H i K zjonizowanego wapnia; pasmo G żelaza, wapnia, tytanu G 5400 - 6000 Żółta Słabe linie wodoru; dominujące linie H i K zjonizowanego wapnia; intensywne linie wapnia K 4000 - 5400 Pomarańczowa M 2500 - 4000 Czerwona Bardzo słabe linie wodoru; w widmie dominują linie metali Silne pasma cząsteczkowe, zwłaszcza tlenku tytanu; liczne linie metali Klasyfikacja widmowa gwiazd Diagram Hertzsprunga-Russella Najsławniejszym diagramem w astronomii jest diagram Hertzsprunga-Russella, na który zostały naniesione: jasność (widoma wielkość gwiazdowa) oraz kolory gwiazd zawarte w przedziale od wysokotemperaturowych biało- niebieskich gwiazd po lewej stronie, do niskotemperaturowych czerwonych gwiazd po prawej stronie diagramu. Diagram poniżej jest nałożeniem 22000 gwiazd z Katalogu Hipparcos i dodatkowo 1000 gwiazd o niskiej jasności (czerwone i białe karły) z Katalogu Pobliskich Gwiazd Gliese. Zwykłe, spalające wodór karły- takie jak Słońce, znajdują się w pasie zwanym ciągiem głównym, który biegnie od górnego lewego rogu do dolnego prawego. Olbrzymy tworzą swoją własną grupkę w górnej prawej części diagramu. Powyżej nich leżą o wiele rzadsze jasne olbrzymy i nadolbrzymy. W lewym dolnym rogu znajduje się pas białych karłów- martwych jąder starych gwiazd, które nie mają wewnętrznego źródła energii i powoli stygną w ciągu kolejnych miliardów lat, przesuwając się ku prawej dolnej części diagramu. Diagram Hertzsprunga - Russella Bibliografia www.astronomia.pl www.fizyka.net.pl www.wszechswiat.astrowww.pl www.pl.wikipedia.org Łukasz Czulak Kl. IV Ti
