דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית

יש לך הודעות חדשות (השווה לגרסה הקודמת).

באסטרונומיה, דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל היא תרשים הקושר את הבהירות המוחלטת של כוכב לטמפרטורת פני השטח שלו, ובכך גם לצבע שלו. כשמסדרים את הכוכבים בשמים בדיאגרמה כזו, מתברר שרובם מסודרים לאורכה של עקומה הנקראת הסדרה הראשית. את הדיאגרמה הציעו ופיתחו האסטרונומים איינר הרצשפרונג והנרי 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 הנראה לעין הוא הבהירות; את הבהירות המוחלטת (בה משתמשים בדיאגרמה) נקל לחשב מתוך הבהירות הנצפית ומרחקו של הכוכב מאיתנו). הפרמטר השני הוא הצבע. צופה ללא ציוד מקצועי יעדיף למקם כוכב לפי אינדקס הצבע שלו (המתקבל מהשוואת הבהירות הנראית דרך שני מסננים), ולפי הבהירות המוחלטת (אותה אפשר לחשב בנקל מתוך שני המאפיינים, הבהירות והצבע, הם הבולטים ביותר לעין הצופה. אסטרונום מקצועי ישתמש במקום זאת בטמפרטורה של הכוכב (אותה אפשר לחשב מן הספקטרום שלו, המתאר כמובן את הצבע).

הדיאגרמה היא כלי עזר במיון הכוכבים לקבוצות. 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 במסה שלו בהיוולדו, ובגילו. כוכבים שמסתם ההתחלתית קטנה מ־0.3 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 התכת המימן שלו, חי תקופה קצרה כענק אדום, ומתקרר במהירות.

הכוכבים הכבדים יותר הם בהירים יותר, ולכן חייהם קצרים יותר. לננסים האדומים יש משך חיים של 100 מיליארד שנים, בעוד שלכוכב דמוי השמש יש אורך חיים של 10 מיליארד שנים. לכוכבים בעלי מסה גדולות מ־10 מסות שמש יש חיים קצרים מאוד של 100 מיליון שנים.

חישוב בהירות בכוכבים

שטף של אנרגיה (ליחידת שטח ליחידת זמן) נתון על-ידי $\ H=\sigma\ {T^4}$ , כאן $\ \sigma$ הוא קבוע סטפן-בולצמן (קבוע הקרינה) ו- $\ T$ היא הטמפרטורה בקלווין (K).

בכדי לדעת מהי הארת הכוכב, נכפיל את שטף הקרינה בפני השטח שלו: $\ L={4\pi}R^2\sigma\ {T^4}$ .

כך ניתן לקבוע יחס של הארה מול טמפרטורה, המתאים לדיאגרמה, וכיוון שגם הרדיוס כלול במשוואה, ניתן לחשב את רדיוס הכוכב. ההארה, $\ L$ , נגזרת מטמפרטורת השטח, $\ T$ , וזו קובעת את הסוג הספקטרלי של הכוכב ואת צבעו.

כיוון שאלמנטים רבים בחיי הכוכב (בהירות, רדיוס, טמפרטורה ועוד) נגזרים מהערכים התרמודינמיים בהם מצויה מאסת הכוכב, ניתן לומר שהארת הכוכב פרופורציונלית גם למאסתו: $\ L\approx M^{7/2}$ .

למשל, אם נציב במשוואה כוכב שמאסתו גדולה פי 3 מהשמש, נקבל שהארתו (בהירותו) גדולה פי $\ 3^{7/2} = 46$ מזו של השמש, ולכן אורך חייו יהיה קצר יותר, בהתאם, כיוון שהוא "מבזבז" יותר אנרגיה.

יש לזכור כי כל החישובים לעיל נכונים כאשר הכוכב הנדון נמצא רק בסדרה הראשית, בניגוד לשלבים מוקדמים או מאוחרים יותר בהתפתחותו.

[עריכה] הדיאגרמה

דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל, מתורגמת מ-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 - טיפוס ספקטרלי O וטמפרטורה שמעל ל-25000 קלווין - עד לפינה הימנית-תחתונה, שבה כוכבים קרים וחשוכים ביחס - טיפוס ספקטרלי M וטמפרטורה מתחת ל- 3500 מעלות. בפינה השמאלית-תחתונה ממוקמים הננסים הלבנים, ומעל לסדרה הראשית מצויים ענקים ועל-ענקים אדומים. השמש שלנו, השייכת לקבוצה G2, ממוקמת במרכז התמונה, עם בהירות יחסית 1, וטמפרטורה של 5400 קלווין.