Герцшпрунг
Cтраница 3
Другой способ измерения астрономических расстояний состоит в том, что опять же из наблюдений за ближними звездами удалось установить зависимость между цветом звезды и ее абсолютной светимостью. Эту зависимость дает так называемая диаграмма спектр - светимость, или диаграмма Герцшпрунга - Рассела. Точность описанных методов измерения расстояний была проверена путем измерения расстояний до нескольких ярких звезд, входящих в одно скопление. Результат оказался достаточно хорошим. [31]
В процессе истечения вещества положение звезды на горизонтальной ветви определяется ее массой, а также отношением масс ядра и оболочки. Расчеты свидетельствуют о том, что вслед за периодом примерно постоянного положения на диаграмме Герцшпрунга - Рессела происходит быстрая эволюция к ветви гигантов. [32]
Положение модели звезды главной последовательности ( с данными М и J) на диаграмме Герцшпрунга - Рессела самым решительным образом зависит от распределения момента количества движения вследствие его влияния на экваториальный радиус. Последовательность моделей с растущим J лишь в том случае располагается вблизи главной последовательности невращаю - Щихся звезд, если момент количества движения очень сильно концентрируется к центру, в противном случае конфигурации ложатся правее нее. Тот факт, что нельзя непосредственно узнать вид функции j ( m -) в звездах, а также неопределенность в наклоне осей вращения к лучу зрения значительно затрудняют сравнение этих моделей с наблюдениями. Кроме того, хотя окончательной оценки времени Эддингтона - Свита для дифференциально вращающихся звезд нет ( см. разд. [33]
После выгорания водорода в ядре начинается горение водорода в окружающем ядро слое, а затем последовательное горение гелия, углерода и других эле ментов. На этих стадиях происходит увеличение размеров и светимости звезды, в результате чего она перемещается по диаграмме Герцшпрунга - Рессела вправо и вверх. В области красных гигантов находятся звезды со слоевым источником энергии. На горизонтальную ветвь попадают звезды умеренных масс ( около Afo), в ядре которых горит гелий. На поздних стадиях эволюции звезды интенсивно теряют массу. После истощения всех источников термоядерной энергии звездный остаток в зависимости от его массы превращается в белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру. [35]
Различают тепловое радиоизлучение собственно К. На Солнце корона уносит - 10 - е полной светимости. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма падает к звездам спектрального класса А и затем вновь возрастает до - 10 - 7 для наиб, горячих звезд. [36]
Конвективный механизм теплоотвода настолько эффективен, что звезда сжимается при практически постоянной поверхностной ( эффективной) темп-ре. После прекращения аккреции звезда становится наблюдаемой в оптич. Герцшпрунга - Ресселла ( Г - Д), В результате перестройки структуры звезды ее радиус Л и светимость L уменьшаются. Когда L уменьшится до мин. На рис, 1 для сравнения приведен трек аналитич. [38]
В обоих случаях точка, где звезды скопления покидают главную последовательность, верхний конец главной последовательности, является чувствительным индикатором возраста скопления. Он примерно равен продолжительности пребывания на главной последовательности находящихся в этой точке звезд. Тогда естественным образом объясняется, почему диаграммы Герцшпрунга - Рессела всех шаровых скоплений очень похожи, дело в том, что это очень старые системы, возраст которых порядка 1010 лет. Рассеянные скопления, напротив, являются молодыми, их возраст меняется в широких пределах и соответственно сдвигается верхний конец главной последовательности этих систем. [39]
Расчеты заканчивались на стадии, когда углерод-кислородное ядро окружено оболочкой горящего гелия, в которой вырабатывается большая часть энергии, излучаемой с поверхности модели. На рис. 12.20 изображены эти эволюционные треки на диаграмме Герцшпрунга - Рессела. В табл. 12.8 приведены возраст, положение и экваториальная скорость вращения на некоторых характерных стадиях эволюции, отношение ас центробежной силы к силе тяжести в центре для приведенных моделей. Буквы в шестой колонке соответствуют моделям, изображенным на рис. 12.20. Из этого анализа следуют два основных результата. Вследствие этого петли на диаграмме Герцшпрунга - Рессела увеличиваются. [40]
Эта теория может объяснить форму ветви гигантов на диаграммах рассеянных и шаровых скоплений. Если звезды быстро проходят какую-либо область диаграммы Герцшпрунга - Рессела, она будет слабо заселена. Этим объясняется появление между главной последовательностью и ветвью гигантов пробела Герцшпрунга, наблюдаемого у молодых рассеянных скоплений. [41]
Солнца ( MQ - 1 989 - 10аз г), а и Р выражены в а. Массы М и светимости L звезд-карликов, расположенных на главной последовательности Герцшпрунга - Ресселла диаграммы, удовлетворяют след, эмпирич. [42]
Эти два множества данных хорошо известны по разным причинам. Эти данные были использованы Р. А. Фишером в его классическом труде о дискриминантном анализе ( Фишер, 1936) и с тех пор стали излюбленным примером для иллюстрации процедур группировки. Герцшпрунга - Рассела, которая привела к делению звезд на такие классы, как гиганты, сверхгиганты, звезды главной последовательности и белые карлики. Она была использована Форджи и затем Вишартом для иллюстрации ограничений в простых процедурах группировки. [43]
Наконец, рассмотрим понятие звездных населении. Представление о населениях было введено в 1944 г. Бааде в ходе изучения туманности Андромеды М 31 - ближайшей к нам гигантской спиральной галактики. Его наблюдения показали, что свойства звезд, вносящих основной вклад в излучение центральных и периферийных районов М 31, различны. Звезды, находящиеся во внешних частях диска, особенно расположенные в спиральных рукавах, оказались в основном голубыми, и их диаграмма Герцшпрунга - Рессела походила на диаграммы рассеянных скоплений. Эти звезды были названы звездами населения I. [44]
Однако их главный довод основан только на эксперименте Алка-Зельцера. Независимая проверка Штриттматтера, Иллингворта и Фримена показывает, что прежде чем делать определенные выводы, нужно значительно усовершенствовать экспериментальную установку, которой пользовались Гаф и Линден-Белл. Пока что самое вероятное объяснение расхождения - это, по-видимому, механизм Шацмана, т.е. магнитное торможение за счет выбросов при вспышках ( или за счет звездного ветра) из внешних конвективных слоев этих гигантских звезд ( см. разд. Отметим в этой связи, что эмиссия Са II наблюдается почти у всех звезд, более поздних, чем холодные звезды класса F на диаграмме Герцшпрунга - Рессела. Этот результат ( принадлежащий Уилсону и Баппу) сильно подкрепляет точку зрения, что аномально низкие скорости вращения гигантов класса К обусловлены потерей массы и действием механизма Шацмана. Однако, поскольку нам не известна хоть с какой-нибудь точностью скорость потери массы, которая необходима для осуществления в этих звездах магнитного торможения за время от 105 до 106 лет, осмысленное сравнение с наблюдаемыми скоростями потери массы ( т.е. 10 7 - 10 5 М0 / год) пока невозможно. [45]
Страницы: 1 2 3 4