Hertzsprungov-Russellov diagram

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie

V stelárnej astronómii Hertzsprungov-Russellov diagram (zvyčajne označovaný skrátene ako H-R diagram alebo HRD) zobrazuje matematický vzťah medzi absolútnou hviezdnou veľkosťou, svietivosťou, hviezdnou klasifikáciou a povrchovou teplotou hviezdy. Bol navrhnutý približne v roku 1910 Ejnarom Hertzsprungom a Henrym Russellom.

Hertzsprungov-Russellov diagram je sústava pravouhlých súradníc v rovine. Diagram opisuje dva ekvivalentné pohľady. Jedným je hľadisko pozorovateľa, ktoré zaznamenáva vzťah farebným indexom hviezdy na jednej osi a absolútnou hviezdnou veľkosťou na druhej osi. Tieto dve veličiny môžu byť odvodené z pozorovaní. Druhý, pohľad teoretika, zaznačuje teplotu hviezdy na jednej osi a svietivosť hviezdy na osi druhej. Tieto dve veličiny je možné vypočítať z počítačových modelov.

Presná transformácia z jednej osi na druhú nie je triviálna a závisí na použitých modeloch a ich parametroch (ako vek a zloženie). Pozri napríklad práce Sekiguchiho a Fukugitu ohľadom transformácií medzi B-V farebným indexom a teplotou.

H-R diagram sa používa na definovanie rozdielnych typov hviezd a na porovnanie teoretických predpovedí hviezdneho vývoja pomocou počítačových modelov so skutočnými pozorovaniami hviezd.

Hertzsprung-Russellov diagram. Bol vytvorený z údajov pre 22 000 hviezd z katalógu Hipparchos a 1000 z Glieseho katalógu blízkych hviezd.


Pohľad na diagram odhaľuje, že hviezdy majú tendenciu spadať iba do určitých oblastí diagramu. Najsilnejšie sú hviezdy zastúpené na diagonále, vedúcej z ľavého horného rohu (horúce a jasné) do dolného pravého rohu (chladnejšie a menej jasné), nazývanej hlavná postupnosť. Hlavná postupnosť je tiež označovaná rímskou číslicou V. Na hlavnej postupnosti ostávajú hviezdy 90% obdobia svojho života a všetky spaľujú ľahký vodík na hélium. Vľavo dole v diagrame možno nájsť bielych trpaslíkov. Sú to vyhasínajúce degenerované jadrá hviezd s nízkou svietivosťou. Nad hlavnou postupnosťou sú červení obri a nadobri. Červení nadobri predstavujú záverečné vývojové štádiá hviezd hlavnej postupnosti a v ich jadrách je typické spaľovanie hélia na uhlík a kyslík. Slnko sa nachádza na hlavnej postupnosti so svietivosťou 1, čo predstavuje absolútnu hviezdnu veľkosť (magnitúdu) približne 5. Mimo týchto vymedzených oblastí sa hviezdy nachádzajú len vtedy, ak práve z hľadiska vývoja prechádzajú do inej oblasti.

Slnko sa v tomto diagrame nachádza v blízkosti stredu, na hlavnej postupnosti. Hviezdy s najväčšou absolútnou magnitúdou ako napríklad Rigel alebo Deneb sa nachádzajú v ľavom hornom rohu, málo žiarivé hviezdy ako Proxima Centauri alebo Barnardova hviezda v pravom spodnom rohu.

Vývoj hviezd na HR diagrame[upraviť | upraviť zdroj]

Povrchová teplota hviezdy a tým pádom aj jej umiestnenie na H-R diagrame závisí od vnútornej stavby hviezdy. Pokiaľ sa vnútorná stavba nemení, jej bod na diagrame zostáva stále na rovnakom mieste. Toto je typické pre hviezdy hlavnej postupnosti, ktorých teplota aj svietivosť ostávajú počas dlhého obdobia takmer nemenné. Aj Slnko je na hlavnej postupnosti, preto ostáva stále na rovnakom mieste približne v blízkosti stredu diagramu, posunuté k jeho pravému spodnému okraju. Vývojové zmeny sa prejavujú posuvom pozdĺž takzvanej vývojovej dráhy.

Hviezdy malých hmotností[upraviť | upraviť zdroj]

Hviezda s hmotnosťou M = 1 MS

V bode 1 sa v mezihviezdnom zárodočnom mračne začína tvoriť hviezda (často sa blízko seba rodí viac hviezd a vznikajú tak dvojhviezdy, viacnásobné hviezdy či dokonca hviezdokopy). Táto fáza trvá najviac niekoľko sto miliónov rokov.

Naberaním hmoty zo zárodočného mračna dochádza k gravitačnému zmršťovaniu, ktoré zvyšuje teplotu protohviezdy. Vďaka tomu sa začnú jadrové reakcie a protohviezda sa stáva hviezdou. K tejto premene dochádza na tzv. Hyashiho línii (bod 2). Avšak z dôvodu pomalého pohybu fotónu od stredu hviezdy k povrchu sa prvé žiarenie dostane na povrch až za niekoľko miliónov rokov. V tom čase sa „odfúkne“ väčšina zostávajúceho zárodočného oblaku, z ktorého sa za niekoľko sto miliónov rokov môžu vytvoriť planéty.

Vo hviezde sa postupne vyrovnáva tlak plynu a gravitácia a zostupuje na hlavnú postupnosť (bod 3). Stabilná hviezda na hlavnej postupnosti strávi väčšinu svojho aktívneho života. Žiarivý výkon hviezdy je úmerný tretej mocnine hmotnosti – to znamená, že čím je hviezda hmotnejšia, tým rýchlejšie spaľuje svoju hmotu a jej život je kratší. Čím je hmotnejšia, tým je jej teplota a žiarivosť väčšia a tým je hviezda bližšie k ľavému hornému koncu hlavnej postupnosti.

V tejto fáze sa nachádza Slnko, ktoré tu zotrvá ešte približne 5 miliárd rokov.

Keď hviezda spáli všetky svoje zásoby jadrového paliva (vodíka), začne sa vplyvom vlastnej gravitácie rútiť, čo zapríčiní ďalšie zvýšenie teploty. Zahrievaním sa v jadre opäť zapália jadrové reakcie a začne sa spaľovať hélium. Hviezda sa tým opäť rozopne a ochladne (bod 4). Väčší povrch však preváži úbytok teploty a hviezda žiari s omnoho väčšou intenzitou – žiarivý výkon v tomto období hviezdy je úmerný štvrtej mocnine hmotnosti. V tejto dobe je hviezda o hmotnosti 1 MS stará približne 10 miliárd rokov a ďalších asi 5 miliárd rokov v tejto fáze zostane.

Po vyčerpaní všetkého hélia už v hviezde nemôžu pre jej nízku hmotnosť začať ďalšie jadrové reakcie a hviezda sa začne gravitačne zmršťovať. Hviezda odhodí svoje vonkajšie vrstvy a v jej zvyšných častiach dôjde ku gravitačnému zrúteniu do tzv. bieleho trpaslíka (bod 5).

Tým, že sa všetka zostávajúca hmota hviezdy zrúti do priemeru maximálne len niekoľko tisíc kilometrov, sa zvýši hustota a teplota a biely trpaslík preto dlhý čas žiari aj bez priebehu jadrových reakcií.

Biely trpaslík chladne veľmi pomaly, a preto hviezdy v tomto stave zostávajú bezo zmeny bilióny rokov.

Poznámka:

  • MS je hmotnosť Slnka
  • Príklad je uvedený pre hviezdu o hmotnosti Slnka

Hviezdy stredných a veľkých hmotností[upraviť | upraviť zdroj]

Hviezda s hmotnosťou M = 10 MS

V bode 1 sa v medzihviezdnom zárodečnom mračne začína tvoriť hviezda (často sa rodí viac hviezd a vznikajú tak dvojhviezdy, viacnásobné hviezdy či dokonca hviezdokopy). Tato fáza trvá najviac niekoľko sto miliónov rokov.

Naberaním hmoty zo zárodočného mračna dochádza ku gravitačnému zmršťovaniu, ktoré zvyšuje teplotu protohviezdy. Vďaka tomu sa zažnú termojadrové reakcie a protohviezda sa stáva hviezdou. K tejto premene dochádza na tzv. Hyashiho línii (bod 2). Avšak z dôvodu pomalého pohybu fotónov od stredu hviezdy (kde vznikli) k povrchu sa prvé žiarenie dostane von až za niekoľko miliónov rokov. V tom čase sa „odfúkne“ väčšina zostávajúceho zárodočného oblaku, z ktorého sa za niekoľko sto miliónov rokov môžu vytvoriť planéty.

Vo hviezde sa postupne vyrovnáva tlak plynu a gravitácia a hviezda zostupuje na hlavnú postupnosť (bod 3). Stabilná hviezda na hlavnej postupnosti strávi, podobne ako v predchádzajúcom prípade, väčšinu svojho aktívneho života. Žiarivý výkon hviezdy je úmerný tretej mocnine hmotnosti – to znamená, že čím je hviezda hmotnejšia, tým rýchlejšie spaľuje svoju hmotu a jej život je kratší. Hviezda s hmotnosťou 10 MS zotrvá na hlavnej postupnosti približne 150 miliónov rokov.

Keď hviezda spáli všetky svoje zásoby jadrového paliva (vodík), začne pod vplyvom vlastnej gravitácie kolabovať, čo zapríčiní ďalšie zvýšenie teploty. Zahrievaním sa v jadre opäť zažnú jadrové reakcie a začne sa spaľovať hélium. Hviezda sa tým opäť rozopne, jej povrch ochladne a dostane sa do oblasti obrov (bod 4). Väčší povrch však preváži úbytok teploty a hviezda žiari s oveľa väčšou intenzitou – žiarivý výkon v tomto období hviezdy je úmerný štvrtej mocnine hmotnosti. V tejto fáze hviezda s hmotnosťou 10 MS zotrvá maximálne rádovo desiatky miliónov rokov. Po vyčerpaní všetkého hélia hviezda v dôsledku svojej hmotnosti opäť začne kolabovať a tým aj zvyšovať teplotu v jadre. Následkom toho sa zapáli ďalšie jadrové palivo – uhlík. Hviezda zväčší svoje rozmery a žiarivosť a v HR diagrame sa dostáva do oblasti nadobrov (bod 5).

Po vyčerpaní uhlíkového jadrového paliva hviezda začne znova gravitačne kolabovať. Rázová vlna však narazí na malé jadro a odrazí sa späť. Obrovské sily rozmetajú plynnú atmosféru hviezdy a hviezda opúšťa hranice HR diagramu a stáva sa tzv. supernovou (bod 6) intenzitou žiarenia rovnej niekoľkým miliónom sĺnk.

Po niekoľkých rokoch zostane na mieste hviezdy zrútené jadro s veľkosťou len niekoľko kilometrov s hmotnosťou minimálne 1,4 MS. Hustota takéhoto jadra je obrovská – rádovo 1017 kg/m3. Takáto obrovská hustota rozdrví aj jadrá atómov a vzniká tak tzv. neutrónová hviezda obklopená medzihviezdnym mračnom, pozostatkom supernovy, ktoré bolo v predchádzajúcich fázach rozmetané do okolia. Niektoré neutrónové hviezdy s veľkým magnetickým poľom a vysokými otáčkami sú pozorovatelné ako tzv. pulzary.

Kým od zrodu hviezdy do tejto fázy uplynulo približne 250 miliónov rokov, neutrónová hviezda zostane v tomto stave niekoľko triliónov rokov.

Poznámka:

  • MS je hmotnosť Slnka
  • Príklad je uvedený pre hviezdu s hmotnosťou M = 10 MS

Najhmotnejšie hviezdy[upraviť | upraviť zdroj]

Hviezda s hmotnosťou M = 50 MS

V bode 1 sa v medzihviezdnom zárodočnom mračne začína tvoriť hviezda (často sa rodí viac hviezd a vznikajú tak dvojhviezdy, viacnásobné hviezdy či dokonca hviezdokopy). Tato fáza trvá najviac niekoľko sto miliónov rokov. Ďalší vývoj je rovnaký ako v predchádzajúcich dvoch prípadoch. Naberaním hmoty sa zvyšuje teplota protohviezdy až napokon dôjde k zapáleniu termojadrových reakcií (bod 2) a hviezda zostúpi na hlavnú postupnosť (bod 3). Hviezda s hmotnosťou 50 MS zotrvá na hlavnej postupnosti približne 100 miliónov rokov.

Keď hviezda spáli všetky svoje zásoby jadrového paliva (vodík), začne pod vplyvom vlastnej gravitácie kolabovať, čo zapríčiní ďalšie zvýšenie teploty. Zahrievaním sa v jadre opäť zažnú jadrové reakcie a začne sa spaľovať hélium. Hviezda sa tým opäť rozopne, jej povrch ochladne a dostane sa do oblasti obrov (bod 4). Väčší povrch však preváži úbytok teploty a hviezda žiari s oveľa väčšou intenzitou – žiarivý výkon v tomto období hviezdy je úmerný štvrtej mocnine hmotnosti. V tejto fáze hviezda s hmotnosťou 10 MS zotrvá maximálne rádovo desiatky miliónov rokov. Po vyčerpaní všetkého hélia hviezda v dôsledku svojej hmotnosti opäť začne kolabovať a tým aj zvyšovať teplotu v jadre. Následkom toho sa zapáli ďalšie jadrové palivo – uhlík. Hviezda zväčší svoje rozmery a žiarivosť a v HR diagrame sa dostáva do oblasti nadobrov (bod 5).

Po vyčerpaní uhlíkového jadrového paliva hviezda začne znova gravitačne kolabovať. Pretože hmotnosť hviezdy je veľká, zažnú sa ďalšie jadrové reakcie ťažších prvkov, ako je uhlík. Hviezda ešte zväčší svoj objem a posúva sa na HR diagrame do bodu 6. Kolobeh jadrových reakcií prestane až vznikom železného jadra (železné jadro má totiž najúspornejšie riešenú stavbu atómového jadra a nemôže byť zapojené do žiadnej termojadrovej reakcie). Tento stav nastáva pre hviezdu s hmotnosťou 50 MS vo veku približne 180 miliónov rokov.

Gravitačný kolaps, ktorý nasleduje po vypálení všetkého jadrového paliva, je ukončený približne po ďalších 20 miliónoch rokov. Kvôli obrovskej hmotnosti hviezdy prevážia gravitačné sily nad ostatnými silami držiacimi hmotu pohromade a hviezda sa zrúti sama do seba a opúšťa HR diagram ako čierna diera (bod 7). V tejto fáze čierna diera vydrží mnoho miliárd rokov, teoreticky až do chvíle, kým za Hawkingovým procesom úplne nevyparí (čo by však nastalo za oveľa dlhšiu dobu, než je predpokladaná dĺžka existencie vesmíru).

Poznámky:

  • MS je hmotnosť Slnka
  • Príklad je uvedený pre hviezdu s hmotnosťou M = 50 MS
  • Ešte hmotnejšie hviezdy (viac ako 120 MS hmotností Slnka) by boli nestabilné a vo vesmíre sa nevyskytujú

Pozri aj[upraviť | upraviť zdroj]

Externé odkazy[upraviť | upraviť zdroj]