Project Title - Faulkes Telescope Project Page 1 of 4 Cykle życia
advertisement
Cykle życia gwiazd Cykle życia gwiazd Informacje podstawowe Autor: Sarah Roberts Koautorzy: Vanessa Stroud & Fraser Lewis Cykle życia gwiazd – Projekt Faulkes Telescope Cykle życia gwiazd Informacje wstępne Diagramy Hertzprunga – Russela (Diagramy H-R) Na początku XX wieku, gdy udało się zbadać wpływ temperatury ciała na barwę emitowanego przez nie promieniowania, uczeni doszli do wniosku, iż musi istnieć zależność pomiędzy temperaturą gwiazdy a jej mocą promieniowania. Gdyby wszystkie gwiazdy zachowywały się podobnie, to te o jednakowej mocy promieniowania powinny mieć te same temperatury oraz gwiazdy gorętsze powinny być jaśniejsze niż gwiazdy chłodne W 1911roku, Ejnar Hertzsprung (Dania) wykreślił zależność jasności gwiazd od ich koloru. Niezależnie od niego, Henry Russell (USA), skonstruował wykres zależności jasności gwiazd od ich typu widmowego, potwierdzając, że rzeczywiście, istnieje prawdopodobnie zależność pomiędzy mocą wypromieniowywanej przez gwiazdy energii, a ich temperaturą. Ponadto okazało się, że gwiazdy dzielą się na w kilka wyraźnych grup. Od tego czasu wykresy tego typu noszą nazwę diagramów Hertzsprunga – Russela lub diagramów H-R Cykle życia gwiazd Gwiazdę na diagramie H-R reprezentuje punkt. Ponieważ zwykle przedstawiamy na nim dużą ilość gwiazd zatem na diagramie znajduje się duża ilość punktów tak jak na diagramie przedstawionym poniżej. Oś y wykresu H-R przedstawia moc promieniowania gwiazdy, a oś x reprezentuje temperaturę gwiazd Na powyższym wykresie H-R oznaczono główne grupy gwiazd, a poniżej podano krótkie opisy stadiów ewolucyjnych dla gwiazd o masie zbliżonej do masy naszego Słońca. Strona 2 z 4 Cykle życia gwiazd – Projekt Faulkes Telescope Ciąg Główny Ciąg główny to pas który ciągnie się z prawego dolnego rogu diagramu HR do lewego górnego, ciągnąc się od gwiazd chłodnych i słabych do jasnych i gorących. Większość gwiazd, włączając nasze Słońce spędza większość swojego życia na ciągu głównym „spalając” w swoich wnętrzach wodór w hel. Gałąź czerwonych olbrzymów Gdy gwiazda o masie Słońca zamieni w swoim jądrze cały wodór na hel, ewoluuje dalej przemieszczając się poza ciąg główny do obszaru czerwonych olbrzymów. Astronomowie nazywają go gałęzią czerwonych olbrzymów w skrócie RGM (Red Giant Branch). Na tym etapie ewolucji wodór spala się w cienkiej otoczce wokół helowego jądra, zwiększając w nim nadal zawartość helu. Czerwone nadolbrzymy Gdy zakończy się spalanie w otoczce wodorowej, rozpoczyna się fuzja helu w cięższe pierwiastki takie jak węgiel i tlen. W tym czasie gwiazda przemieszcza się na diagramie HR do obszaru czerwonych nadolbrzymów. Białe karły Gdy cały hel w jądrze zostanie zamieniony na inne pierwiastki, zewnętrzne warstwy gwiazdy zostają odrzucone na zewnątrz tworząc mgławicę planetarną. Pozostałe w centrum, odkryte jądro gwiazdy (zbudowane z węgla i tlenu) tworzy twór zwany białym karłem. Biały karzeł nie może podtrzymać reakcji jądrowych zatem staje się stopniowo chłodniejszy i ciemniejszy. Ewolucja od czerwonych olbrzymów do obszaru białych karłów zachodzi bardzo szybko w porównaniu z czasem przebywania na ciągu głównym. Diagramy Barwa – Jasność (DBJ) Cykle życia gwiazd Aby skonstruować diagram HR, musimy znać temperaturę i moc promieniowania gwiazdy. Najprostszym wskaźnikiem temperatury gwiazdy jest jej kolor. Barwa gwiazdy to po prostu miara jasności gwiazdy w jednym filtrze w porównaniu do jasności w drugim filtrze. Najbardziej rozpowszechnionym jest system wskaźnika barwy B-V, który jest po prostu różnicą jasności gwiazdy w filtrze B (niebieskim) i jasności w filtrze V (wizualnym – zielono-żółtym). Moc promieniowania gwiazdy może być określona ze znajomości jej jasności widomej i odległości. Jednakże jeśli nie znamy odległości do gwiazdy to nie możemy określić jej mocy promieniowania. Aby obejść ten problem astronomowie używają powszechnie diagramów barwajasność, które w rzeczywistości są prostą odmianą diagramów HR. Poniżej przedstawiono przykłady diagramów barwa - jasność dla gromad gwiazd: otwartych (lewy diagram) i kulistych (diagram prawy). Gromady kuliste to sferyczne grupy gwiazd składające się od dziesiątek tysięcy do milionów starych (do 12 mld lat) gwiazd utrzymywanych poprzez siły wzajemnego przyciągania grawitacyjnego. Gromady otwarte to luźniejsze zgrupowania gwiazd bez wyraźnej centralnej koncentracji. Strona 3 z 4 Cykle życia gwiazd – Projekt Faulkes Telescope Cykle życia gwiazd Na diagramach barwa – jasność dla gromad otwartych ciąg główny jest wyraźnie widoczny. Jest on zwykle lepiej zdefiniowany niż ciąg główny dla gromad kulistych ponieważ te ostatnie zawierają głównie stare gwiazdy które przeewoluowały z ciągu głównego do gałęzi czerwonych olbrzymów (RGB). Jeżeli ciąg główny jest dobrze zdefiniowany, oznacza to, że gwiazdy w gromadzie są praktycznie w tym samym wieku, gdyż większość masywnych gwiazd nie opuściło jeszcze ciągu głównego i nie przemieściło się do gałęzi olbrzymów. Strona 4 z 4
