نمودار هرتسپرونگ-راسل: تفاوت بین نسخه‌ها
هانيه اميري (بحث | مشارکتها) جز (جایگزینی متن - 'ستارههای' به 'ستاره های') |
|||
| سطر ۲: | سطر ۲: | ||
[[File:HRDiagram.png|thumb|left|350px|نمودار هرتسپرونگ-راسل شامل اطلاعات 22000 ستاره موجود در لیست هیپارخوس رسم شده توسط [http://www.atlasoftheuniverse.com/hr.html ریچارد پول]]] | [[File:HRDiagram.png|thumb|left|350px|نمودار هرتسپرونگ-راسل شامل اطلاعات 22000 ستاره موجود در لیست هیپارخوس رسم شده توسط [http://www.atlasoftheuniverse.com/hr.html ریچارد پول]]] | ||
| + | |||
| + | [[File:H-R Diagram.jpg|thumb|350px|قسمت های مختلف نمودار H-R]] | ||
'''نمودار هرتسپرونگ-راسل''' (Hertzsprung–Russell Diagram) که با نام‌های دیگری از جمله "نمودار H-R" و "نمودار قدر-رنگ" شناخته می‌شود؛ اولین بار در سال 1910 میلادی توسط اینار هرتسپرونگ(Ejnar Hertzsprung) و هنری نوریس راسل(Henry Norris Russell) رسم گردید. رسم نمودار H-R نمایانگر گامی بزرگ جهت درک صحیح تکامل ستارهها گردید. | '''نمودار هرتسپرونگ-راسل''' (Hertzsprung–Russell Diagram) که با نام‌های دیگری از جمله "نمودار H-R" و "نمودار قدر-رنگ" شناخته می‌شود؛ اولین بار در سال 1910 میلادی توسط اینار هرتسپرونگ(Ejnar Hertzsprung) و هنری نوریس راسل(Henry Norris Russell) رسم گردید. رسم نمودار H-R نمایانگر گامی بزرگ جهت درک صحیح تکامل ستارهها گردید. | ||
| سطر ۷: | سطر ۹: | ||
نمودار H-R یک نمودار پراکندگی ستارگان است که رابطه بین [[درخشندگی]] ستارگان نسبت به [[دمای مؤثر]] آنها را بیان می‌کند. بدین معنی که محور افقی این نمودار نشان‌دهنده دمای ستاره و محور عمودی؛ درخشندگی می‌باشد. البته می‌دانیم که درخشندگی را میتوان بر حسب [[قدر مطلق]] ستاره نیز بیان کرد.همچنین دمای یک ستاره را میتوان با [[اندیس رنگ]] آن که خود بیانگر [[رده بندی طیفی|رده طیفی]] ستاره است، نشان داد. | نمودار H-R یک نمودار پراکندگی ستارگان است که رابطه بین [[درخشندگی]] ستارگان نسبت به [[دمای مؤثر]] آنها را بیان می‌کند. بدین معنی که محور افقی این نمودار نشان‌دهنده دمای ستاره و محور عمودی؛ درخشندگی می‌باشد. البته می‌دانیم که درخشندگی را میتوان بر حسب [[قدر مطلق]] ستاره نیز بیان کرد.همچنین دمای یک ستاره را میتوان با [[اندیس رنگ]] آن که خود بیانگر [[رده بندی طیفی|رده طیفی]] ستاره است، نشان داد. | ||
| + | این نمودار از چند بخش اصلی تشکیل شده است: '''1-''' [[رشته اصلی]] (محل ستارگان عادی و کامل متولد شده و به تعادل رسیده) '''2-''' [[غول سرخ]] ها (محل ستارگانی کم جرمی که از حالت تعادل خارج شده اند و به مرگ خود نزدیک می شوند)(بالا سمت راست دقیقا بالای رشته اصلی و پایین ابر غول سرخ ها) '''3-''' [[ابر غول سرخ]] ها (محل ستارگان پرجرمی که از حالت تعادل خارج شده اند و به مرگ خود نزدیک می شوند)(بالا سمت راست) '''4-''' [[کوتوله سفید]] ها (باقیمانده مرگ ستارگان کم جرم)(پایین سمت چپ) | ||
| − | == خطوط تجمعی == | + | ==خطوط تجمعی== |
با رسم نمودار H-R برای تعداد زیادی از ستارهها شامل گونه‌های مختلف ستاره ای(شکل مقابل)، میتوان گفت ستارهها به صورت پراکنده در نمودار قرار نمی‌گیرند؛ بلکه حول خطوطی مشخص (در شکل نشان داده شده) تجمع می‌یابند. هر کدام از این خطوط تجمعی به گونه‌ای خاص از ستارهها یا به دوره‌ای خاص از عمر آنها مربوط است. | با رسم نمودار H-R برای تعداد زیادی از ستارهها شامل گونه‌های مختلف ستاره ای(شکل مقابل)، میتوان گفت ستارهها به صورت پراکنده در نمودار قرار نمی‌گیرند؛ بلکه حول خطوطی مشخص (در شکل نشان داده شده) تجمع می‌یابند. هر کدام از این خطوط تجمعی به گونه‌ای خاص از ستارهها یا به دوره‌ای خاص از عمر آنها مربوط است. | ||
| − | + | ||
| + | ==رشته اصلی== | ||
مجتمع‌ترین و بلند‌ترین ِ این خطوط به رشته اصلی(Main Sequence) معروف است و نشان‌دهنده دوران هیدروژن‌سوزی ستاره است. هیدروژن‌سوزی اولین مرحله از عمر ستاره پس از تولد است. تمامی ستارهها بیشترین مدت عمر خود را در رشته اصلی بسر می‌برند و با گداخت هسته‌ای هیدروژن در هسته، انرژی تابشی خود را تأمین می‌کنند. | مجتمع‌ترین و بلند‌ترین ِ این خطوط به رشته اصلی(Main Sequence) معروف است و نشان‌دهنده دوران هیدروژن‌سوزی ستاره است. هیدروژن‌سوزی اولین مرحله از عمر ستاره پس از تولد است. تمامی ستارهها بیشترین مدت عمر خود را در رشته اصلی بسر می‌برند و با گداخت هسته‌ای هیدروژن در هسته، انرژی تابشی خود را تأمین می‌کنند. | ||
مدت زمان حضور یک ستاره خورشیدگون در رشته اصلی حدود 10 میلیارد سال است. ستاره هایی با جرم کمتر از خورشید زمان بیشتری را در رشته اصلی سپری می‌کنند و مشابها هر چه جرم ستاره بیشتر باشد سریعتر از رشته اصلی خارج می‌شود. پس از پایان هیدروژن در هسته، هسته منقبض و پوسته ستاره متورم شده و با توجه به جرم خود وارد مراحل بعدی عمرش می‌گردد. | مدت زمان حضور یک ستاره خورشیدگون در رشته اصلی حدود 10 میلیارد سال است. ستاره هایی با جرم کمتر از خورشید زمان بیشتری را در رشته اصلی سپری می‌کنند و مشابها هر چه جرم ستاره بیشتر باشد سریعتر از رشته اصلی خارج می‌شود. پس از پایان هیدروژن در هسته، هسته منقبض و پوسته ستاره متورم شده و با توجه به جرم خود وارد مراحل بعدی عمرش می‌گردد. | ||
| + | در رشته اصلی با توجه به تصویر هرچه بالاتر می رویم به ستارگان داغ تر و آبی و جوان تر از [[رده های طیفی]] O و B می رسیم و هرچه پایین تر می رویم به ستارگان کوچک تر و قرمز و سرد تر از رده ی M می رسیم. | ||
| + | |||
[[رده:اخترفیزیک]] | [[رده:اخترفیزیک]] | ||
نسخهٔ ۷ مارس ۲۰۱۳، ساعت ۲۳:۰۵
|
نمودار هرتسپرونگ-راسل (Hertzsprung–Russell Diagram) که با نام‌های دیگری از جمله "نمودار H-R" و "نمودار قدر-رنگ" شناخته می‌شود؛ اولین بار در سال 1910 میلادی توسط اینار هرتسپرونگ(Ejnar Hertzsprung) و هنری نوریس راسل(Henry Norris Russell) رسم گردید. رسم نمودار H-R نمایانگر گامی بزرگ جهت درک صحیح تکامل ستارهها گردید.
نمودار H-R یک نمودار پراکندگی ستارگان است که رابطه بین درخشندگی ستارگان نسبت به دمای مؤثر آنها را بیان می‌کند. بدین معنی که محور افقی این نمودار نشان‌دهنده دمای ستاره و محور عمودی؛ درخشندگی می‌باشد. البته می‌دانیم که درخشندگی را میتوان بر حسب قدر مطلق ستاره نیز بیان کرد.همچنین دمای یک ستاره را میتوان با اندیس رنگ آن که خود بیانگر رده طیفی ستاره است، نشان داد.
این نمودار از چند بخش اصلی تشکیل شده است: 1- رشته اصلی (محل ستارگان عادی و کامل متولد شده و به تعادل رسیده) 2- غول سرخ ها (محل ستارگانی کم جرمی که از حالت تعادل خارج شده اند و به مرگ خود نزدیک می شوند)(بالا سمت راست دقیقا بالای رشته اصلی و پایین ابر غول سرخ ها) 3- ابر غول سرخ ها (محل ستارگان پرجرمی که از حالت تعادل خارج شده اند و به مرگ خود نزدیک می شوند)(بالا سمت راست) 4- کوتوله سفید ها (باقیمانده مرگ ستارگان کم جرم)(پایین سمت چپ)
خطوط تجمعی
با رسم نمودار H-R برای تعداد زیادی از ستارهها شامل گونه‌های مختلف ستاره ای(شکل مقابل)، میتوان گفت ستارهها به صورت پراکنده در نمودار قرار نمی‌گیرند؛ بلکه حول خطوطی مشخص (در شکل نشان داده شده) تجمع می‌یابند. هر کدام از این خطوط تجمعی به گونه‌ای خاص از ستارهها یا به دوره‌ای خاص از عمر آنها مربوط است.
رشته اصلی
مجتمع‌ترین و بلند‌ترین ِ این خطوط به رشته اصلی(Main Sequence) معروف است و نشان‌دهنده دوران هیدروژن‌سوزی ستاره است. هیدروژن‌سوزی اولین مرحله از عمر ستاره پس از تولد است. تمامی ستارهها بیشترین مدت عمر خود را در رشته اصلی بسر می‌برند و با گداخت هسته‌ای هیدروژن در هسته، انرژی تابشی خود را تأمین می‌کنند.
مدت زمان حضور یک ستاره خورشیدگون در رشته اصلی حدود 10 میلیارد سال است. ستاره هایی با جرم کمتر از خورشید زمان بیشتری را در رشته اصلی سپری می‌کنند و مشابها هر چه جرم ستاره بیشتر باشد سریعتر از رشته اصلی خارج می‌شود. پس از پایان هیدروژن در هسته، هسته منقبض و پوسته ستاره متورم شده و با توجه به جرم خود وارد مراحل بعدی عمرش می‌گردد. در رشته اصلی با توجه به تصویر هرچه بالاتر می رویم به ستارگان داغ تر و آبی و جوان تر از رده های طیفی O و B می رسیم و هرچه پایین تر می رویم به ستارگان کوچک تر و قرمز و سرد تر از رده ی M می رسیم.
