赫羅圖

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以觀測所得的依巴谷星表中22,000顆的恆星,和葛利澤近星星表的1,000顆所繪製的赫羅圖。此圖顯示恆星只出現在圖的某些區域。最顯著的是稱為主序帶,為從左上(熱且亮)到右下角(冷且暗)的對角線。在左下區域是已經發現的白矮星,主序帶上方是次巨星巨星超巨星。可以在主序帶上找到我們的太陽:光度為1(絕對星等4.8),B-V的色指數為0.66(溫度5,780K,光譜類型G2V)。
標示出許多在銀河系中已知恆星的赫羅圖。

赫羅圖(英语:Hertzsprung–Russell diagram,简写为H–R diagramHR diagramHRD)是以恆星絕對星等光度相對於光譜類型有效溫度繪製的散佈圖英语Scatter plot。更簡單的說,它將每顆恆星繪製在一張圖表上,可以測量它的溫度(顏色)和光度,而它與每顆恆星的位置無關。相關的顏色-星等圖(CMD,colour–magnitude diagram)繪製的是恆星的視星等和顏色,通常是針對恆星都在相同距離上的星團繪製。

這種圖表是埃希納·赫茨普龍亨利·諾利斯·羅素在1910年代創建的,是邁向了解恆星演化很重要的一步。

赫羅圖可顯示恒星的演化過程,大約90%的恒星位於赫羅圖左上角至右下角的帶狀上,這條線稱為主序帶。位於主序帶上的恒星稱為主序星。形成恒星的分子雲是位於圖中極右的區域,但隨著分子雲開始收縮,其溫度開始上升,會慢慢移向主序帶。恒星臨終時會離開主序帶,恒星會往右上方移動,這裏是紅巨星紅超巨星的區域,都是表面溫度低而光度高的恒星。經過紅巨星但未發生超新星爆炸的恒星會越過主序帶移向左下方,這裏是表面溫度高而光度低的區域,是白矮星的所在區域,接著會因為能量的損失,漸漸變暗成為黑矮星

歷史的背景[编辑]

在19世紀,哈佛大學天文台對恆星進行了大規模的攝影光譜調查,獲得數十萬顆恆星的光譜,並加以分類,最終完成了亨利.德雷伯目錄安東妮亞·莫里參與了這項工作的一個部分,她依據譜線的寬度來分類恆星[1]。赫茨普龍指出,以窄譜線描述的恆星自行比同一光譜類型的其它恆星小。他認為這是窄譜線的恆星有更大光度的指示,並計算了一些群組的長期視差,讓他可以估計其絕對星等[2]

在1910年,漢斯·羅森伯格發表了一張圖表,以鈣線相對於氫的兩條巴耳末線的強度繪製昴宿星團中恆星的視星等[3]。這些譜線作為恆星溫度的代理,是光譜分類的早期形式。 在同一個星團中,恆星的視星等等同於它們的絕對星等,所以這張早期的圖實際上就是一個與溫度有關的光度圖。今天,依然使用相同類型的圖來顯示星團中的恆星,而無須知道它們的距離和亮度[4]。赫茨普龍也已經在使用這種類型的圖表,但直到1911年他才首次在他的出版品中顯示出來。這也是使用星團中有著相同距離恆星簇視星等圖的型式[5]

羅素早期(1913年)版本的圖包括由安東妮亞·莫里分類,經赫茨普龍確認的巨星,以及當時已經測量出視差的近距離恆星,和畢宿星團(附近的疏散星團)以及一些移動星群中的恆星;這些都可以測量距離,從而獲得這些恆星的絕對星等[6]

圖的形式[编辑]

赫羅圖有好幾種型式,但在命名上都沒有很好的定義。 所有的型式都有共同的常規佈局:亮度較大的恆星分布在圖的頂端,表面溫度高的恆星分布在圖的左側。

原始的圖在水平軸上顯示恆星的光譜類型,在垂直的軸上顯示絕對視星等。光譜類型不是數值的量,但其序列反映出恆星表面溫度的單調序列。現代觀測版本的圖表將光譜類型替換成色指數(在20世紀的圖表中,最常見的是恆星的B-V色指數)。這種類型的圖表通常稱為觀測赫羅圖,或特殊的色光圖(CMD,color–magnitude diagram),並且通常是觀測者在使用[7]。在已知恆星處於相同距離(如恒星簇內)的情況下,CMD通常用於描述星團中的恆星,其垂直軸視恆星的視星等。對於群聚的成員,假設所有恆星簇的視星等和絕對星等(稱為距離模數)之間存在著單一的加法常數差。早期對附近疏散星團(像是畢宿星團和昴宿星團)的研究,赫茨普龍和羅森伯格得到了第一張的CMD圖,受到早些年羅素蒐集所有恆星圖的影響,綜合的資料可以確定恆星的絕對星等[3][5]

圖的另一種形式是在一個軸上繪製恆星的有效表面溫度,另一個軸是恆星的光度,並且幾乎都是用雙對數坐標系恆星結構恆星演化的理論計算產生的圖和觀測結果相符。這種圖稱為"溫度光度圖",但是這個名稱幾乎沒有使用過;當在區分時,這種形式被"理論赫羅圖"的名稱取而代之。這種形式赫羅圖的特點是,溫度的繪製是從高溫到低溫,這有助於和觀測型式的圖做比較。

雖然這兩種圖是相似的,但天文學家在兩者之間做了明顯的區分。這樣區分的原因是,從一個圖精確地轉換到另一個圖並不是簡單的事。在有效溫度和顏色之間的轉換,需要色溫關係,而建構這種關係是很困難的;眾所周知,這是恆星組成英语Stellar chemistry的函數,並且會受到其它因素(例如恆星自轉)的影響。當將光度或絕對全波段星等(熱星等)轉換為視星等或絕對目視星等時,需要全波段校正英语Bolometric correction,這可能是也可能不是與色溫圖有相同的關聯性。此外還需要知道與觀測到的物體(即距離模數)和星際遮蔽的效應,這在顏色(紅化)和視星等(其效果稱為消光)兩者上都有影響。顏色的失真(包括紅化)和消光(遮蔽)在有顯著星周塵的恆星上也很明顯。對恆星演化的理論直接和觀測比較是較理想的做法,因為在理論和觀測之間的轉換會產生額外的不確定性。

說明[编辑]

帶有不穩定帶並將其成員突出顯示的赫羅圖。

赫羅圖與星球體積的大小關係[编辑]

物理學家在研究熱輻射光譜的時候,發現了在一個單位面積上,亮度與溫度之間的關係。溫度越高亮度越亮。因此,一旦我們能夠決定一個星球的絕對星等和光譜類型,我們就能估計它的體積大小。

單位時間內,在單位面積中所釋放出來的熱輻射能量與溫度四次方成正比。

(σ為史蒂芬·波茲曼常數

亮度為單位時間內熱輻射所發出來的能量,所以將上式乘上星球總面積,假設星球為球形:


所以在赫羅圖上,我們也可以把相同表面積的星球,出現的位置用連線標示出來。我們可以看到,在圖的右上方,低溫且高亮度,所以是體積很大的星球。越往左下方高溫且低亮度,所以體積越來越小。

赫羅圖上恆星質量大小[编辑]

在觀察恆星時由雙星系統,經由研究這兩個星星之間引力所造成的軌道運動可以決定這兩個星星的質量。在主序列帶上的恆星,是按照質量大小排列的。在左上方,高溫高亮度的是質量比較大的恆星,而在右下方低溫低亮度的則是小質量的恆星。

星团赫罗图[编辑]

由于一个星团中的恒星距离基本一致(或者一个遥远星系中的星团距离基本一致),因此可以用视星等取代绝对星等作为纵轴绘制星团中成员恒星的赫罗图或者遥远星系中成员恒星的赫罗图。星团赫罗图与标准赫罗图的比较,可以帮助估计星团的实际距离。

相關條目[编辑]

參考資料[编辑]

  1. ^ A.C. Maury; E.C. Pickering. Spectra of bright stars photographed with the 11-inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial. Annals of Harvard College Observatory. 1897, 28: 1–128. Bibcode:1897AnHar..28....1M. 
  2. ^ Hertzprung, Ejnar. Über die Sterne der Unterabteilung c und ac nach der Spektralklassifikation von Antonia C. Maury. Astronomische Nachrichten. 1908, 179 (24): 373–380. Bibcode:1909AN....179..373H. doi:10.1002/asna.19081792402. 
  3. ^ 3.0 3.1 Rosenberg, Hans. Über den Zusammenhang von Helligkeit und Spektraltypus in den Plejaden. Astronomische Nachrichten. 1910, 186 (5): 71–78. Bibcode:1910AN....186...71R. doi:10.1002/asna.19101860503. 
  4. ^ Vandenberg, D. A.; Brogaard, K.; Leaman, R.; Casagrande, L. The Ages of 95 Globular Clusters as Determined Using an Improved Method Along with Color-Magnitude Diagram Constraints, and Their Implications for Broader Issues. The Astrophysical Journal. 2013, 775 (2): 134. Bibcode:2013ApJ...775..134V. arXiv:1308.2257. doi:10.1088/0004-637X/775/2/134.  参数|title=值左起第66位存在删除符 (帮助)
  5. ^ 5.0 5.1 Hertzsprung, E., 1911, Uber die Verwendung Photographischer Effektiver Wellenlaengen zur Bestimmung von Farbenaequivalenten, Publikationen des Astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam, 22. Bd., 1. Stuck = Nr.63
    Hertzsprung, E. On the Use of Photographic Effective Wavelengths for the Determination of Color Equivalents. Publications of the Astrophysical Observatory in Potsdam. 1. 1911, 22 (63). 
  6. ^ Russell, Henry Norris. Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars. Popular Astronomy. 1914, 22: 275–294. Bibcode:1914PA.....22..275R. 
  7. ^ Palma, Dr. Christopher. The Hertzsprung-Russell Diagram. ASTRO 801: Planets, Stars, Galaxies, and the Universe. John A. Dutton e-Education Institute: College of Earth and Mineral Sciences: The Pennsylvania State University. 2016 [2017-01-29]. The quantities that are easiest to measure... are color and magnitude, so most observers ... refer to the diagram as a 'Color–Magnitude diagram' or 'CMD' rather than an HR diagram. 

書目[编辑]

外部連結[编辑]