نمودار هرتسپرونگ-راسل: تفاوت بین نسخه‌ها

نسخهٔ کنونی تا ‏۱۱ آوریل ۲۰۱۳، ساعت ۱۹:۵۹

نمودار هرتسپرونگ-راسل

در اوایل قرن بیستم، اِنجار هرتسپرانگ در دانمارک و هنری راسل در دانشگاه پرینستون آمریکا ، نموداری از درخشندگی ستارگان نسبت به دمای آنها رسم نمودند که به نمودار هرتسپرانگ راسل (نمودار H-R) معروف شده است (شکل 1). هر دو محور لگاریتمی هستند. محور x دما را نشان می‌‌‌دهد. (توجه کنید که به سمت چپ نمودار، دما افزایش می‌‌‌یابد.) به‌‌‌جای دما می‌‌‌توان از ردۀ طیفی یا شاخص رنگ (B-V) نیز استفاده نمود، چرا که هر دوی اینها مستقیماً به دما مربوطند. نمودار اولیه راسل، منتشر شده در مجلۀ نِیچر (Nature) در سال 1914، از ردۀ طیفی استفاده می‌‌‌کرد. احتمالاً یک رصد‌‌‌کننده از ردۀ طیفی استفاده می‌‌‌کند، اما یک متخصص علوم نظری از دما، چرا که دما بنیادی‌‌‌تر است. در نمودار شکل 1 هم ردۀ طیفی و هم دما داده شده‌‌‌ است.

محور عمودی معرف روشنایی است. در اینجا یک ستاره‌‌‌شناس نظری ممکن است از درخشندگی ستاره در مقایسه با خورشید استفاده کند در حالی که یک رصدگر از قدر مطلق استفاده می‌‌‌کند. راسل از قدر مطلق در این محور استفاده نمود؛ اما نویسنده درخشندگی را ترجیح می‌‌‌دهد، زیرا به درک بهتری از روشنایی نسبی ستارگان منجر می‌‌‌گردد. وقتی که در نمودار از شاخص رنگ در محور افقی و قدر مطلق در محور عمودی استفاده می‌‌‌شود، معمولاً آن را نمودار رنگ- قدر می‌‌‌نامند و نه نمودار اچ-آر (H-R).

برای تهیه یک نمودار کاملاً واقعی، لازم است که تمام ستارگان موجود در حجمی به قدر کافی بزرگ رسم شوند تا تعدادی منطقی از ستارۀ کمیاب O را نیز در بر ‌‌‌گیرد - این نمونه به نمونۀ کامل معروف است. دست‌‌‌یابی به این نمودار بسیار مشکل است؛ زیرا در این صورت حجم آن‌‌‌چنان بزرگ می‌‌‌شود که بیشتر ستاره‌‌‌های موجود در ضعیف‌‌‌ترین رده، یعنی ردۀ M، کم‌‌‌نورتر از آن خواهند بود که شناسایی شوند. در این‌‌‌صورت نمودار به‌‌‌طور حقیقی تعداد نسبی ستارگان را در رده‌‌‌های مختلف منعکس نمی‌‌‌کند؛ هر چند که محل ستارگان نمونه را بر روی نمودار اچ-آر نشان می‌‌‌دهد.

رشته اصلی

رشته اصلی (Main Sequence)، ناحیه‌‌‌ای به شکل حرف S انگلیسی در شکل 1 است که از بالا سمت چپ (ستاره‌‌‌های بسیار روشن ردۀ O با دمای سطحی بالا) تا پایین سمت راست (ستاره‌‌‌های ضعیف ردۀ M با دمای سطحی پایین) امتداد دارد. این ناحیه بین 80% تا 90% ستارگان را شامل می‌‌‌شود. ستاره‌‌‌هایی که در قسمت پایین‌‌‌ سمت راست رشته اصلی قرار دارند، کوتوله‌‌‌های قرمز (Red Dwarfs) نامیده می‌‌‌شوند، چرا که درخشندگی آنها بسیار کمتر از خورشید است.

ناحیه ستارگان بزرگ

بالای رشته اصلی و در سمت راست شکل 1، منطقه‌‌‌ای از ستارگان روشن است با رنگ‌‌‌هایی از زرد تا نارنجی و قرمز. از آنجا که این ستاره‌‌‌ها بسیار روشن هستند، ستارگان غول (Giant Stars) نامیده می‌‌‌شوند، مانند ستارۀ آلفا- ثور (دوبران) در صورت فلکی ثور (گاو نر) که غول قرمز(Red Giant) نامیده می‌‌‌شود (اگر چه عملاً رنگ نارنجی دارند). در بالای شکل 1 ناحیه‌‌‌ای وجود دارد که ستارگان فوق‌‌‌العاده پرنور، از آبی تا قرمز، به نام ابرغول‌‌‌ها (Supergiants) در آنجا یافت می‌‌‌شود. آلفا-شکارچی (Betelgeuse) از صورت فلکی شکارچی، در منتهی‌‌‌الیه سمت راست و بالای نمودار، یک ابرغول قرمز است. در مقابل، در منتهی‌‌‌الیه سمت چپ و بالای نمودار، ستارۀ رجل، روشن‌‌‌ترین ستاره در همان صورت فلکی است که روشنایی آن را 45,000 برابر خورشید حساب کردیم. این ستاره ابرغول آبی نام گرفته است.

شکل 1 نمودار اچ- آر (H-R)

ناحیۀ کوتوله‌‌‌های سفید

پایین رشته اصلی ناحیه‌‌‌ای قرار دارد که در آن ستاره‌‌‌های کوتوله سفید (White Dwarf) یافت می‌‌‌شوند. (دمای سطح آنها دامنۀ وسیعی را در بر گرفته است و الزاماً سفید نیستند.) همدم ستارۀ شباهنگ (Sirius) در صورت فلکی سگ بزرگ (Canis Major) یک کوتولۀ سفید است. کوتوله‌‌‌های سفید بقایای ستارگانی چون خورشید هستند. آنها خیلی کوچکند، در حدود اندازۀ زمین؛ از اینرو حتی آنهایی که دمای سطحی بسیار بالایی دارند چندان درخشنده نیستند.

پهن‌‌‌شدگی ناشی از فشار

از آنجا که یک کوتولۀ قرمز و یک غول قرمز یا یک ابرغول قرمز می‌‌‌توانند دمای سطحی یکسانی داشته باشند، ممکن است بپرسید چگونه می‌‌‌توان آنها را از هم تشخیص داد. واضح است که درخشندگی آنها یک شاخص اصلی است، اما غیر از آن، طیف آنها نیز متفاوت است. می‌‌‌توان پهنای خطوط طیف را اندازه گرفت، و مشخص شده است که خطوط طیف مربوط به ستارگان غول باریک‌‌‌تر از ستارگان کوتوله است. به‌‌‌زودی خواهیم دید که پوشش ستاره‌‌‌های غول بسیار رقیق و فشار گاز بسیار کم است، در حالی‌‌‌که فشار جو در کوتوله‌‌‌های ردۀ M بسیار بالاتر است. پهنای خط نشری در گازی با فشار بالاتر، در مقایسه با گاز کم فشارتر، بیشتر است و این پدیده را پهن‌‌‌شدگی ناشی از فشار (Pressure Broadening) می‌‌‌نامند. اتمی که بدون مزاحمت می‌‌‌تواند فوتونی را تابش نماید، نوار باریکی از فرکانس‌‌‌های نشری را تولید می‌‌‌کند؛ اما چنانچه در فرایند تابش، اتم با اتم دیگری برخورد نماید (که در فشار بالاتر بسیار بیشتر رخ می‌‌‌دهد) قطار موج تابیده شده در مقایسه با قبل کوتاه می‌‌‌گردد و این به محدودۀ وسیع‌‌‌تری از فرکانس منجر می‌‌‌شود - خط طیفی پهن‌‌‌تر. همین اثر در خطوط جذبی ستارگان اتفاق می‌‌‌افتد، از اینرو خطوط طیفی ستاره‌‌‌های غول باریک‌‌‌تر از کوتوله‌‌‌های قرمز است.

دلیل آنکه بیشتر ستاره‌‌‌ها در رشته اصلی دیده می‌‌‌شوند آن است که در این ناحیه ستارگان، با تولید انرژی به‌‌‌وسیلۀ جوش هسته‌‌‌ای هیدروژن به هلیوم، بیشتر عمر خود را به‌‌‌عنوان اجسامی پایدار سپری می‌‌‌نمایند. با تحول ستاره، محل آن در نمودار اچ-آر تغییر می‌‌‌کند و گفته می‌‌‌شود که ستاره در امتداد مسیر تحولی درون نمودار حرکت می‌‌‌نماید. مسیر ستارگان رده‌‌‌های مختلف در فصل 7 بررسی می‌‌‌شود. رشته اصلی یک خط نیست، بلکه همانگونه که نشان داده شده است، به‌‌‌صورت یک نوار در نمودار اچ-آر ظاهر می‌‌‌شود. دلیل آن است که با پیرتر شدن ستاره‌‌‌ها، آنها کمی درخشنده‌‌‌تر می‌‌‌شوند و دمای سطح آنها افزایش می‌‌‌یابد. به همین خاطر در مرحلۀ هیدروژن‌‌‌سوزی، آنها تا حدی به سمت بالا و چپ نمودار حرکت می‌‌‌کنند. مرحلۀ غولی در زندگی ستاره نسبتاً کوتاه است و از اینرو ما تعداد ستارگان بسیار کمتری را در این رده می‌‌‌بینیم. کوتوله‌‌‌های سفید، مرحلۀ نهایی بسیاری از ستارگان هستند و در مدت ملیاردها سال به‌‌‌تدریج سرد می‌‌‌شوند؛ بنابراین به سمت پایین و به طرف راست نمودار اچ-آر حرکت می‌‌‌کنند. به‌‌‌مرور زمان، با افزایش تعداد ستارگانی که به پایان عمر خود می‌‌‌رسند، تعداد این ستاره‌‌‌ها نسبت به ستاره‌‌‌های رشته اصلی افزایش خواهد یافت.<ref>مبانی ستاره‌شناسی/ هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز </ref>

منبع

<references />