Astronomska skupina Fakultete za matematiko in fizilo Univerze v Ljubljani
Teleskop Vega

Hertzsprung–Russellovgv diagram

HR-diagram je graf, v katerem vsaka točka diagrama predstavlja zvezdo, ki smo ji izmerili izsev in površinsko temperaturo (oziroma smo ji določili barvo). Takšen graf sta prva vsak zase narisala danski astronom Hertzsprung in ameriški astronom Russell (okoli leta 1910).

Ta diagram prikazuje, da obstajajo trije zelo različni tipi zvezd. Skoraj vse zvezde se nahajajo na glavni veji, ki poteka iz zgornjega levega kota v spodnji desni kot grafa. V njihovih središčih poteka zlivanje atomskih jeder. Za te zvezde velja, da svetlejše kot so, bolj vroče so in obratno. So na najbolj stabilni točki svojega razvoja. Ko te zvezde začno umirati, postanejo orjakinje in nadorjakinje. Te so v zgornjem desnem kotu HR-diagrama. So hladnejše in zelo svetle. Porabile so vso svojo zalogo vodika in so zelo stare (oziroma na visoki stopnji razvoja). Jedro teh zvezd se počasi seseda, zunanje plasti pa se napihnejo. Te zvezde sčasoma eksplodirajo in potem postanejo bele pritlikavke, nevtronske zvezde ali črne luknje. Bele pritlikavke se nahajajo v levem spodnjem kotu HR-diagrama.

HR simulator:

Naloga 1: Zvezde

Premikaj lego točke po HR diagramu, tako da nastavljaš temperaturo in izsev z drsniki. Simuliraj različne zvezde in preveri v na katerih delih na HR diagramu ležijo in izpolni tabelo:

opislevodesnozgorajspodaj
vroče zvezde ležijo    
šibke zvezde ležijo    
svetle zvezde ležijo    
hladne zvezde ležijo    

Ponovno premikaj točko po diagramu, tokrat pazljivo spremljal model velikosti v simulatorju in izpolni naslednjo tabelo:

opislevo zgorajdesno zgorajdesno spodajlevo spodaj
velike modre zvezde ležijo    
majhne rdeče zvezde ležijo    
majhne modre zvezde ležijo    
majhne rdeče zvezde ležijo    

Temperaturo na abscisni osi lahko umeriš v stopinjah K ali spektralnem tipu ali v barvnem indeksu. Barvni index B-V je razlika navideznih magnitud v B filtru in V filtru. Izsev na ordinatni osi lahko nastaviš v enotah izseva Sonca ali v absolutnih magnitudah.

Naloga 2: Zvezdne kopice

Zvezdne kopice so še posebej koristne pri preučevanju razlik v lastnostih zvezd z različnimi masami, saj so vse zvezde ene kopice približno enako stare in enako oddaljene od Zemlje in se razlikujejo samo po masi. Poznamo dve skupini zvezdnih kopic: razsute (odprte) in kroglaste. Ta pridevnika opisujeta, kakšne so kopice videti na nebu. V razsuti zvezdni kopici lahko vidimo posamezne zvezde razmetane po koščku neba. Kroglaste zvezdne kopice pa so gruče zvezd, v katerih so zvezde zelo lepo sferično porazdeljene. Čeprav težnost do neke mere drži razsute kopice skupaj, pa se le-te nahajajo v samem galaktičnem disku, kjer je še veliko ostalih objektov, ki delujejo na kopice večinoma destruktivno in se zato razsute zvezdne kopice razmeroma hitro razdrejo. Ker te kopice ne obstanejo zelo dolgo, so tiste, ki jih vidimo, sestavljene iz mlajših zvezd v bližini medzvezdnih oblakov, iz katerih so izšle. Kroglaste zvezdne kopice so sfere, v katerih je tesno nagnetenih na sto tisoče ali celo milijone zvezd. Kot pri razsutih so tudi v kroglastih kopicah vse zvezde nastale približno hkrati, vendar z razliko, da so nastale v galaktičnem haloju, kjer skoraj ni motenj, zaradi katerih bi se lahko razdrle. Vse so zelo stare in so nastale ob bolj ali manj istem času kot sama Galaksija, v obdobju pred 10 do 15 milijardami let.

Eksperimentalni del naloge: S teleskopom in CCD kamero posnemi dve dobri sliki razsute zvezdne kopice M67 z uporabo filtra B in filtra V. Kako izgleda prepustnost filtra si lahko ogledaš na simulatorju:

vhodni podatek je temperatura zvezde in filter ki ga vstaviš pred detektor. Pri tvojih slikah je situacija podobna, zabeležene imaš dve sliki v barvi V in barvi B. Podobno prikazuje tudi naslednja simulacija tokrat je rezultat podan v absolutnih magnitudah in za zvezdo z radijem Sonca.

Osvetlitveni čas za V posnetek naj bo 60s za B pa 180s. Iz slik s pomočjo programa IRAF in DS9 za vsako zvezdo v kopici izmeri navidezno magnitudo B in V in nariši HR diagram. Tokrat ima diagram na abscisi barvni indeks in na ordinati pa navidezno magnitudo. Odčitamo da glavna veja kopice M67 gre skozi točko V=13.5 in B-V=0.65 enote na obeh oseh so magnitude. Sedaj imamo izmerjeno navidezno magnitudo in temperaturo zvezde. Nato s pomočjo simulatorja paralakse izračunaj oddaljenost kopice:

Rezultat: v literaturi navajajo oddaljenost 908 pc.

Zadnja sprememba 19.01.2014 19:11 CET
© Copyright 2004-2017
B.Dintinjana
Univerza v Ljubljani, F M F
Pot na Golovec 25
1000 Ljubljana, Slovenija