Diagrama Hertzsprung-Russell

De la Wikipedia, enciclopedia liberă
Salt la: Navigare, căutare
Diagrama Hertzsprung-Russell

Diagrama Hertzsprung-Russell este folosită pentru determinarea tipului și vârstei unei stele. Temperatura suprafeței stelei (calculată în funcție de culoarea luminii pe care o emite) este comparată cu strălucirea ei și steaua e clasificată in funcție de poziția sa pe diagramă. Conform acestei diagrame, stelele sunt casificate în felul următor:

  • strălucitoare (mari)
  • palide (mici)
  • fierbinți (tinere) și
  • reci (bătrâne).

Diagrama a fost creată aproximativ prin anul 1910 de către Ejnar Hertzsprung și Henry Norris Russell și reprezintă un pas important către o înțelegere a evoluției stelare a "vieții stelelor".

Generalități[modificare | modificare sursă]

Istorie[modificare | modificare sursă]

Diagrama Hertzsprung-Russell a fost inventată în jurul anului 1910 de Ejnar Hertzsprung și Henry Norris Russell.

Hertzsprung era un astronom danez (1873 – 1967). El a avut ideea în 1905 de a clasa stelele de un același tip spectral în mai multe clase de luminozitate, în funcție de temperatura lor de suprafață. Din motive istorice axa temperaturilor este îndreptată spre stânga. Diagrama creată de Hertzsprung a fost perfecționată de H. N. Russell.

Russell era un astronom american (1877 – 1957), căruia i se datorează numeroase lucrări de fizică stelară, care l-au condus la stabilirea unei clasificări a stelelor în funcție de luminozitatea și de tipul lor spectral.

Definiție[modificare | modificare sursă]

O diagramă Hertzsprung-Russell reprezintă fie luminozitatea intrinsecă în funcție de temperatură (utilizată de teoreticieni), fie magnitudinea absolută în funcție de indicele de culoare (ceea ce decurge imediat din datele fotometrice). În acest al doilea caz, se vorbește și despre diagrama culoare-magnitudine.

Convenții[modificare | modificare sursă]

O diagramă Hertzsprung-Russell este prezentată întotdeauna în modul următor:

  • luminozitatea este pe ordonată, cea mai strălucitoare în sus;
  • temperatura efectivă, sau indicele de culoare, pe abscisă, cea mai caldă fiind la stânga.

Asemenea convenții vin din faptul că primele diagrame erau diagrame culoare-magnitudine, care arătau datele fotometrice brute izvorâte din observarea populațiilor stelare: magnitudinea unui filtru în funcție de diferența de magnitudine cu un alt filtru. Ordinea literelor OBAFGKM a tipului spectral pe abscisă poate fi reținută prin fraza în engleză "Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me!"

Clasificarea stelelor[modificare | modificare sursă]

Diagrama Hertzsprung-Russell schematică

Clasificarea spectrală a stelelor apare limpede pe diagrama Hertzsprung-Russell: liniile aproape verticale separă diferitele tipuri spectrale, în timp ce liniile oblice sau aproape orizontale sunt denumite clase de luminozitate. Figura alăturată ilustrează clasificarea.

Repartiția stelelor - populație heterogenă prin vârstă și compoziție chimică[modificare | modificare sursă]

Examinarea unei diagrame a unei populații de stele, ca aceea de mai jos, arată o enormă concentrare de stele de-a lungul unei diagonale precum și o concentrare semnificativă de câteva magnitudini deasupra diagonalei. Alte zone ale diagramei sunt compet goale de stele, sau foarte puțin populate. Figura de mai jos prezintă diagrama Hertzsprung-Russell a stelelor apropiate a căror distanță este cunoscută cu o bună precizie.

Diagrama Hertzsprung-Russell creată de Richard Powell, cu permisiunea de difuzare pe Wikipedia. 22.000 de stele din Catalogul Hipparcos și 1.000 de stele din Catalogul Gliese au fost luate în cont. Soarele se află pe secvența principală și are luminozitatea 1 (magnitudine absolută 4,8) și temperatura de 5.780 K (tip spectral G2).

Secvența principală[modificare | modificare sursă]

Secvența principală este regiunea din diagrama Hertzsprung-Russell în care se află majoritatea stelelor, ea corespunde cu diagonala care merge de la colțul stâng-superior (cald și luminos) la colțul drept-inferior (rece și puțin luminos). Dacă acolo concentrația de stele este atât de ridicată, e pentru că acolo ele își petrec circa 90 % din viață evoluând foarte puțin, arzându-și hidrogenul în nucleu.

Dispersia stelelor în jurul secvenței principale are mai multe cauze. Compoziția chimică schimbă cu ușurință locul stelelor pe diagramă: cu cât steaua este mai bogată în metale, cu atât ea este mai rece și mai puțin luminoasă, întrucât ea păstrează o rază constantă. Stelele de populație II, mult mai sărace decât stelele de populație I, formează astfel clasa subpiticelor. În plus, stelele își măresc încet luminozitatea și își schimbă temperatura în timpul fazei lor pe secvența principală. Alți factori, cum sunt rotația, prezența unor companioni apropiați sau câmpuri magnetice, pot și acestea să explice un plasament un pic dispersat.
Un alt factor este incertitudinea observațiilor; aceste incertitudini sunt afectate îndeosebi de distanța de steaua în chestiune, dar privesc și stelele binare, neidentificate sau greșit identificate ca atare.

Gigantele[modificare | modificare sursă]

Circa 5 până la 10 magnitudini deasupra secvenței principale, se află o importantă concentrare de stele: este vorba despre stele aflate la sfârșitul vieții, fie în stadiul de gigantă roșie, cu strat fin de hidrogen care „arde” în jurul unui nucleu de heliu inert, fie — și mai cu seamă de fapt — stele din ramura orizontală, cu nucleul cărora heliul fuzionează pentru a da carbon și oxigen. Combustia heliului este totuși mult mai rapidă decât aceea a hidrogenului în timpul secvenței principale, iar stelele sunt destul de instabile în timpul acestui stadiu. Gigantele roșii cresc în luminozitate chiar dincolo de această concentrare de stele.

„Gaura” gigantelor galbene[modificare | modificare sursă]

În zona de temperatură a stelelor de tip G și F cu luminozități de peste 50 de ori luminozitatea Soarelui, este o cvasiabsență de stele. O asemenea „gaură” poate să se explice prin instabilitatea unor astfel de stele: stelele de mase intermediare sau foarte masive, după secvența principală, devin gigante roșii foarte rapid (mai puțin de 1 % din timpul petrecut în secvența principală), în timp ce stelele își ard heliul în nucleu sunt instabile în această regiune.

Piticele albe[modificare | modificare sursă]

Foste nuclee de stele care și-au ejectat anvelopa în timpul stadiului de gigantă roșie, piticele albe sunt stele foarte mici (unele de talia Pământului) și foarte calde la suprafață. De unde rezultă această poziție atât de deosebită, în partea de jos-stânga a diagramei Hertzsprung-Russell. Este stadiul ultim al stelelor cu masă mai mică decât 8 mase solare. Aceste stele se răcesc încet pentru a deveni pitice negre, dar această răcire ia mai multe miliarde de ani, încât nicio pitică neagră nu a fost observată până azi. Contrar altor stele, piticele albe cele mai luminoase sunt cele mai puțin masive, deoarece radiația unei pitică albă se diminuează odată cu masa acesteia.

Repartiția stelelor de populație omogenă prin vârstă și metalicitate[modificare | modificare sursă]

Bibliografie[modificare | modificare sursă]

Legături externe[modificare | modificare sursă]

Commons
Wikimedia Commons conține materiale multimedia legate de Diagrama Hertzsprung-Russell