Informacje podstawowe Autor: Sarah Roberts Koautorzy: Vanessa Stroud & Fraser Lewis The Faulkes Telescope Project, Anglia Dawid Basak Wydział Fizyki i Astronomii Uniwersytet Mikołaja Kopernika, Toruń Tłumaczenie: Bogusław Kulesza, Planetarium w Olsztynie
Projekt Faulkes Telescope Diagramy (wykresy) 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 latach 1905 1913 po raz pierwszy zostały skonstruowane wykresy Hertzprunga Russela. Konstrukcja wyglądała w ten sposób, że na osi OX odłożona została temperatura efektywna, zaś na osi OY jasność absolutna gwiazd. Wyróżniono pewne równania, które stanowiły parametryczne równania krzywej, na której z założenia powinny leżeć wszystkie punkty odpowiadające gwiazdom badanych grup. Najbardziej rzucającą się w oczy cechą diagramu H R jest istnienie pewnej uprzywilejowanej krzywej przebiegającej na ukos przez rysunek od lewego górnego rogu ku prawemu dolnemu, wokół której grupuje się znaczna liczba gwiazd. Zbiór tych gwiazd nazywamy ciągiem głównym. 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 OY wykresu H-R przedstawia moc promieniowania gwiazdy, a oś OX reprezentuje temperaturę gwiazd wyrażoną w Kelwinach. Rysunek ten nie oddaje w rzeczywistego rozkładu gwiazd na diagramie H R. Spośród gwiazd odległych obserwujemy tylko najjaśniejsze, gdyż słabsze znajdują się poza zasięgiem naszym Strona 2 z 5
Projekt Faulkes Telescope instrumentów. W celu uniknięcia tego niepożądanego efektu selekcji należy ograniczyć się do gwiazd z najbliższej okolicy Słońca. Wówczas z dużym prawdopodobieństwem możemy stwierdzić, że obserwujemy wszystkie gwiazdy tam występujące. Z 56 gwiazd najbliższego otoczenia Słońca aż 51 z nich to gwiazdy ciągu głównego, 5 jest białymi karłami, natomiast nie ma ani jednego olbrzyma. Wnioski wysnute są tylko dla otoczenia Słońca i nie mamy prawa rozciągać ich na dowolny obszar w Galaktyce. Procentowy skład gwiazd różnych typów widmowych może być inny w innych obszarach Galaktyki. Występowanie gwiazd poza ciągiem głównym świadczy o tym, że muszą mieć one inny skład chemiczny niż gwiazdy ciągu głównego (większe różnice w składzie chemicznym mogą występować tylko w jądrach tych gwiazd) lub też, że nie są w nich spełnione warunki równowagi. Poniżej podano krótkie opisy stadiów ewolucyjnych dla gwiazd o masie zbliżonej do masy naszego Słońca. Ciąg Główny Będąc na etapie ciągu głównego gwiazdy otrzymują energię z syntezy wodoru w hel w swoich wnętrzach. Proces ten jest bardzo wydajny energetycznie, wobec czego większość swojego życia w trakcie ewolucji gwiazdy spędzają właśnie na tym etapie. Ciąg główny nie jest jedynie wąską linią na wykresie - ma rozmyty charakter. Jest wiele powodów tego rozmycia, ale jednym z zasadniczych jest fakt, że masa gwiazdy nie jest jedynym parametrem determinującym ewolucję gwiazdy. Innymi parametrami są: pole magnetyczne, prędkość obrotowa gwiazdy, a przede wszystkim skład chemiczny (zawartość cięższych pierwiastków - metali). Nasze Słońce jest gwiazdą ciągu głównego już od około 5 miliardów lat i będzie na nim przebywać jeszcze drugie tyle. Gdy wodór w jądrze zostanie wypalony, rozszerzy się i stanie się na pewien czas czerwonym olbrzymem. Gałąź czerwonych olbrzymów Czerwone olbrzymy to gwiazdy o stosunkowo niewielkiej masie (od 0,5 do ok. 8-10 mas Słońca), będąca na schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od obserwowanej barwy i dużych rozmiarów (setki razy większych od promienia Słońca). Gwiazda po zsyntetyzowaniu helu z całej ilości wodoru w jądrze zaczyna syntezę helu z warstw wodoru położonych bliżej jej powierzchni. Po ustaniu reakcji w jądrze helowym, ulega ono kontrakcji pod wpływem własnej grawitacji. Wydzielona wówczas energia oddawana jest częściowo zewnętrznej powłoce gwiazdy, gdzie zaczyna się synteza helu. Kontrakcji jądra towarzyszy ekspansja otoczki, co powoduje znaczne zwiększenie rozmiarów gwiazdy. Wskutek tego, moc wytwarzana w gwieździe jest wyświecana ze znacznie większej powierzchni, a zatem spada jej obserwowana temperatura powierzchniowa i następuje zmiana barwy gwiazdy w kierunku czerwieni. Przykładami takich gwiazd są: Aldebaran, Polluks, Deneb Kaitos (beta Ceti). Czerwone nadolbrzymy Gwiazdy mające masę około 10 mas Słońca po wypaleniu wodoru przechodzą do fazy spalania helu w cięższe pierwiastki, takie jak węgiel i tlen, co wiąże się ze znacznym zwiększeniem ich rozmiarów oraz z obniżeniem temperatury, która na powierzchni wynosi 3500-4500K. W tym czasie gwiazda przemieszcza się na diagramie H-R do obszaru czerwonych nadolbrzymów. Średnica takich gwiazd zaobserwowanych w naszej Galaktyce jest około 1500 razy większa od średnicy Słońca, czyli około 7 j.a. (gdyby Słońce miało taką wielkość sięgnęłoby orbity Jowisza). Strona 3 z 5
Projekt Faulkes Telescope Stadium czerwonego olbrzyma trwa względnie krótko - rzędu miliona lat. Najbardziej masywne czerwone nadolbrzymy przekształcają się w gwiazdy Wolfa-Rayeta, natomiast mające mniejsza masę kończą swoje życie jako supernowe. Niebieskie nadolbrzymy Błękitne nadolbrzymy są wyjątkowo gorące i jasne. Temperatura na ich powierzchni wynosi od ok. 20 000 do 50 000 K, co powoduje, że znaczna część energii gwiazdy zostaje wypromieniowana w zakresie ultrafioletu, niewidzialnego dla naszych oczu. Ich masa zwykle zawiera się w przedziale od 10 do 50 mas Słońca, a promień dochodzi do 25 promieni Słońca. Gwiazdy te występują bardzo rzadko i należą do najgorętszych, największych i najjaśniejszych gwiazd we Wszechświecie. Żyją względnie krótko, bo tylko 10 do 50 milionów lat. Najbardziej znanym przykładem błękitnego nadolbrzyma jest Rigel - najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Oriona, mająca masę 20-krotnie większą od Słońca, ale świecąca 60 000 razy jaśniej. 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. W 1926 roku R.H. Fowler wytłumaczył ogromną gęstość białych karłów opisując własności zdegenerowanego gazu elektronowego poprzez zastosowanie statystyki Fermiego-Diraca opracowanej kilka miesięcy wcześniej. W oparciu o tę statystykę zastosowaną do relatywistycznego gazu elektronowego w białym karle S. Chandrasekhar w 1930 roku (Astroph. J. 74, 81 82) w swoim artykule The maximum mass of ideal white dwarfs wyprowadził wzór na masę maksymalną białego karła i obliczył, że jest ona rzędu 1,2 1,4 masy Słońca. W 1983 otrzymał za to nagrodę Nobla z fizyki. Diagramy Barwa Jasność (DBJ) 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 4 z 5
Projekt Faulkes Telescope 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 5 z 5