דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל – הבדלי גרסאות
תוכן שנמחק תוכן שנוסף
מ בוט משנה: uk:Діаграма Герцшпрунга—Рассела |
התחלה של תיקון ושינוי מקיף |
||
שורה 1:
ב[[אסטרונומיה]], '''דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל''' היא [[תרשים]] הקושר את ה[[בהירות|בהירות המוחלטת]] של [[כוכב]] ל[[טמפרטורה|טמפרטורת]] פני השטח שלו, ובכך גם ל[[צבע]] שלו. כשמסדרים את הכוכבים בשמים ב[[דיאגרמה]] כזו, מתברר שרובם מסודרים לאורכה של עקומה הנקראת '''[[הסדרה הראשית]]'''. את הדיאגרמה הציעו ופיתחו האסטרונומים [[איינר הרצשפרונג]] ו[[הנרי נוריס ראסל]] בשנת [[1910]].
חשיבותה של דיאגרמת HR (כפי שהיא נקראת לשם הקיצור) בכך שהיא ממקדת את תשומת הלב בשני הפרמטרים החשובים ביותר המתארים כוכב מכוכבי השמיים. הפרמטר הראשון
ישנן שיטות רבות לקבועת ערכים אלו, טמפרטורת הכוכבת ניתנת למדידה על ידי [[ספקטרוסקופיה]] וכן על ידי מציאת [[אינקדס צבע| אינדקס הצבע]] של הכוכב. מדידת ההארה מסובכת יותר ודורשת ידיעת המרחק אל הכוכב ואת רדיוסו, לכן ישנה חשיבות רבה לדיאגרמות HR של צבירים המספקים מעין סביבת מעבדה בה יש כוכבים רבים שמרחקם מכדור הארץ שווה בקרוב.
הדיאגרמה היא כלי עזר במיון הכוכבים לסוגים שונים. היא משמשת, בין השאר, להשוואה של מודלים תאורטיים על התפתחות של כוכבים, עם תצפיות בכוכבים כפי שהם. מיקומו של כוכב על התרשים תלוי בראש וראשונה ב[[מסה]] שלו בהיוולדו, ובגילו. כוכבים שמסתם ההתחלתית קטנה מ־0.3 [[מסת שמש|מסות שמש]] יכנסו לדיאגרמה כננסים אדומים מטיפוס M. כוכב שמסתו קרובה לשל השמש, יתחיל את חייו גבוה יותר, כטיפוס G. כוכבים כבדים עוד יותר יתחילו גבוה יותר בתרשים. כוכב טיפוסי כזה ינוע במהלך חייו כלפי מטה לאורך הסדרה הראשית, עד שהוא מסיים את [[היתוך גרעיני|היתוך]] ה[[מימן]] שלו, חי תקופה קצרה כ[[ענק אדום]], ומתקרר במהירות.
ככל שמסת הכוכב גדולה יותר, קצב [[היתוך גרעיני|ההיתוך הגרעיני]] גדול יותר, ולכן חייהם קצרים יותר. ל[[ננס אדום|ננסים
==קשר בין גדלים שונים בדיאגרמה==
שורה 13 ⟵ 15:
כדי לדעת מהי הארת הכוכב, נכפיל את שטף הקרינה בפני השטח שלו: <math>\ L={4\pi}R^2\sigma\ {T^4}</math>.
כך ניתן לקבוע יחס של הארה מול טמפרטורה, המתאים לדיאגרמה, וכיוון שגם הרדיוס כלול במשוואה, ניתן לחשב את רדיוס הכוכב. ההארה, <math>\ L</math>, נגזרת מטמפרטורת השטח, <math>\ T</math>,
כיוון שאלמנטים רבים בחיי הכוכב (בהירות, רדיוס, טמפרטורה ועוד) נגזרים מהערכים התרמודינמיים בהם מצויה מסת הכוכב, ניתן לומר שהארת הכוכב פרופורציונלית גם למסתו: <math>\ L\approx M^{7/2}</math>. למשל, אם נציב במשוואה כוכב שמסתו גדולה פי 3 מהשמש, נקבל שהארתו (בהירותו) גדולה פי <math>\ 3^{7/2} = 46</math> מזו של השמש, ולכן אורך חייו יהיה קצר יותר, בהתאם, כיוון שהוא "מבזבז" יותר אנרגיה.יש לזכור כי כלל אצבע זה נכון כאשר הכוכב הנדון נמצא רק בסדרה הראשית, בניגוד לשלבים מוקדמים או מאוחרים יותר בהתפתחותו.
== הדיאגרמה ==
שורה 25 ⟵ 23:
[[תמונה:HRDiagram-he-.gif|ממוסגר|מרכז|דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל, מתורגמת מ-[http://www.atlasoftheuniverse.com/hr.html Powell]. הנקודות מציינות 23,000 כוכבים מקטלוגים של כוכבים סמוכים.]]
בדיאגרמה אפשר לראות שהרוב הגדול של כוכבי השמיים ממוקמים ברצועה היורדת באלכסון, מן הפינה השמאלית-עליונה שבה כוכבים בהירים וחמים - סיווג ספקטרלי O וטמפרטורה שמעל ל-25000 [[קלווין]] - עד לפינה הימנית-תחתונה, שבה כוכבים קרים
==סוגים ספקטרליים==
(ערך מורחב [[סיווג ספקטרלי]])
הקצאת האותיות הנהוגה כיום נותרה כשריד לשיטות קטגוריזציה קודמות אשר ננטשו לאחר החלת השימוש בדיאגרמת HR. החלוקה הנהוגה הינה לטיפוסים: "O B A F G K M" עזר ידוע לשינון סיווג זה הינו ה[[אקרוסטיכון]] '''O'''h, '''B'''e '''A F'''ine '''G'''irl/'''G'''uy, '''K'''iss '''M'''e.
. על ידי מחקר ספקטרוסקופי ניתן להבחין בהבדלים משמעותיים בין הטיפוסים השונים ככל שטמפרטורת פני השטח עולה אורך הגל בו נפלטת מרבית האנרגיה עולה (בהתאם ל[[חוק וין]]). הבדל נוסף ומשמעותי לא פחות הוא השינוי ב[[ספקטרום בליעה|קווי הבליעה]] בכוכבים קרים מטיפוס M ניתן להבחין בקווים מולקולריים ואילו בכוכבים חמים מטיפוס O קווים אלו כלל אינם נממצאים, לעומת זאת ישנם קווי בליעה של אטומים מיוננים.
[[קטגוריה:אסטרופיזיקה]]
| |||