Диаграмма Герца-Шпрунга-Рассела представляет собой дисперсионную диаграмму звезд, соотносящую светимость звезд с их спектральными классами и эффективной температурой. С помощью этой диаграммы температуры измеряются в диапазоне Кельвинов от 3000 до 30 000. Аналогично, звездные величины колеблются от +15 до -10.
На диаграмме по вертикальной и горизонтальной оси соответственно отложены светимость и эффективная температура звезд. Аналогично, горизонтальная ось содержит нанесенную на нее третью шкалу, спектральную шкалу. Звезды группируются в спектральные классы в зависимости от их характеристик.
Характеристики четырех основных групп звезд на схеме
Когда кто-то строит диаграммы ближайших к Земле звезд, звезды будут случайным образом появляться на карте в четырех отдельных группах, что позволяет предположить, что существует связь между температурой звезд и светимостью. Четыре отмеченные группы обозначены как группы A, B, C и D. Звезды группы A включают от холодных и тусклых звезд в нижней правой части графика до очень ярких звезд в верхнем левом углу.
Звезды группы B состоят из более холодных и ярких звезд, чем звезды группы A. Их размеры значительно больше, чем у звезд группы А. Точно так же звезды группы C состоят из гораздо более крупных и ярких звезд, чем звезды группы B. Наконец, на схеме представлены звезды группы D. Эти звезды, как видно из схемы, очень горячие и тусклые. Это говорит о том, что звезды должны быть очень маленькими по сравнению с другими группами звезд и называются белыми карликами.
Формирование звезд
Астрономы установили, что звезды, как и люди, имеют жизненный цикл. Они используют взаимосвязь между молодыми звездами и звездами облаков для анализа и объяснения образования звезд. Пространство между звездами состоит из газов и пыли, известной межзвездной среды. В этой среде газообразный водород составляет 75 процентов массы, а гелий — 25 процентов (Сидс и Майкл 154). Аналогичным образом в этой среде присутствуют следы углерода, кислорода и азота.
Определенные условия имеют решающее значение для обеспечения того, чтобы газ межзвездного облака оставался в равновесии. К ним относятся баланс кинетической и потенциальной энергии. Неудача в этом отношении приводит к гравитационному коллапсу облаков. Вирусная теорема, утверждающая, что для сохранения равновесия внутренняя энергия должна составлять половину потенциальной энергии, объясняет этот коллапс (Моче и Дина 121).
Облака и пыль туманностей остаются холодными и неактивными до тех пор, пока их не возбудит внешнее возмущение от кометы или ударная волна, исходящая от далекой сверхновой. Внешняя сила, действующая на частицы облака, вызывает столкновение частиц, приводящее к образованию сгустков. Со временем сгусток накапливает больше массы и постепенно приобретает более сильное гравитационное притяжение. Из-за увеличения гравитационного притяжения сгусток притягивает больше частиц из окружающих облаков по мере увеличения размера.
Из-за увеличения размера и плотности комка его центр начинает становиться горячее и плотнее. За период более миллиона лет сгусток может превратиться в небольшое тело, называемое протозвездой. Точно так же протозвезды, как и сгустки, продолжают притягивать больше частиц и пыли из окружающих облаков и становятся все более горячими.
В конце концов, когда протозвезда достигает температуры 7 миллионов Кельвинов, происходит синтез водорода, приводящий к образованию гелия и огромной энергии (Сидс и Майкл 321). На начальных этапах сильное внутреннее гравитационное притяжение затрудняет отток термоядерной энергии. Впоследствии, по мере того как в протозвездах накапливается больше материалов, их масса и тепло увеличиваются.
За миллионы лет протозвезды приобретают достаточную массу и тепло, чтобы поддержать солнечную массу и коллапсировать в протозвезду (Сидс и Майкл 321). Когда происходит этот коллапс, возникает биполярный поток, когда огромные газовые струи прорываются сквозь протозвезды, взрывая оставшиеся частицы на поверхности. На этом этапе происходит стабилизация молодой звезды, когда внешний синтез водорода препятствует внутренней гравитационной силе.
Смерть звезд
Через миллиарды лет после своего образования звезды умирают, завершая свой жизненный цикл. Смерть звезд существенно зависит от типа задействованных звезд. Продолжительность жизни звезды будет зависеть от наличия водорода в ее ядре и других факторов, таких как скорость ядерного горения. Как только звезда истощает запасы водорода, она увеличивается в размерах и светимости (Сидс и Майкл 184).
Смерть звезд малой звездной массы
Истощение водорода в ядре вызывает смерть средней звезды. Это истощение мешает источнику тепла звезды, вызывая нарушение звездного равновесия (Абелл и Джордж 221). В конце концов, ядро звезды разрушается под действием гравитации, что приводит к сгоранию гелия за счет водорода.
Затем звезда будет использовать гелий в качестве основного источника энергии, пока он не исчерпается. На этом этапе внешняя поверхность звезды расширяется и расширяется наружу, что приводит к увеличению размера вовлеченной звезды. Эта фаза длится тысячи лет, что приводит к массовой потере ветров звезды. В конечном итоге средняя звезда теряет всю свою оболочку массы и обнажает свое горячее ядро. Ионизация туманностей происходит в результате процесса излучения.
Гибель звезд средней и массивной звездной массы
Со временем массивные звезды исчерпывают запасы водорода в своих ядрах, прибегая к сжиганию гелия. Аналогично с исчерпанием гелия цикл ядерного горения продолжается, но с другими элементами. Сначала углерод сгорает до кислорода, а затем сера сгорает до железа. В конце концов, поскольку железо существует в стабильной форме, оно не может дальше гореть, что затрудняет производство энергии. Из-за нехватки энергии для уравновешивания гравитации железное ядро звезды разрушается.
Астрономы отметили, что железное ядро не разрушается полностью, поскольку плотность ядер сопротивляется любому дальнейшему коллапсу, ведущему к отскоку ядра, вызывающему взрывы сверхновых (Фрадин и Деннис 67). Взрывы сверхновых ответственны за выброс углерода, кремния и кислорода в космос (Гаустад и Джон 78).
Масса родительских звезд определяет судьбу каждого горячего нейтронного ядра. У средних звезд нейтронное ядро постепенно охлаждается, превращаясь в нейтронную звезду. Что касается массивных звезд, гравитационное притяжение будет настолько огромным, что ядерные силы будут подавлены, что приведет к коллапсу ядра и образованию черных дыр.
Как возникают сверхновые типа I и типа II
Когда массивные звезды умирают, их ядерные реакции превращают их в очень яркие и горячие тела, которые коллапсируют внутрь при взрыве в результате процесса, называемого сверхновой.
Этот процесс можно назвать типом I или типом II в зависимости от формы и природы спектрального света, излучаемого в процессе (Ридпат 56). Сверхновая типа I возникает, когда кривые испускаемого блеска имеют резкие максимумы с постепенным затуханием. Сверхновая типа II идентифицируется с менее резкими максимумами и резкой гибелью.
Цитируемые работы
Абелл, Джордж О.. Исследование Вселенной. Нью-Йорк: Холт, Райнхарт и Уинстон, 1964. Печать.
Фрадин, Деннис Б. Астрономия. Чикаго: Children’s Press, 1983. Печать.
Гаустад, Джон Э. и Майкл Зейлик. Учебное пособие по астрономии, развивающейся вселенной. 3-е изд. Нью-Йорк: Harper & Row, 1982. Печать.
Моче, Дина Л. и Джордж Лови. Астрономия. Нью-Йорк: Уайли, 1978. Печать.
Ридпат, Ян. Астрономия. Лондон: Дорлинг Киндерсли, 2006. Печать.
Сидс, Майкл А.. Горизонты: исследование Вселенной. 5-е изд. Бельмонт, Калифорния: Паб Wadsworth. Ко., 1998. Печать.