Diagrama de Hertzsprung-Russell - Hertzsprung–Russell diagram
O diagrama Hertzsprung – Russell , abreviado como diagrama H – R , diagrama HR ou HRD , é um gráfico de dispersão de estrelas que mostra a relação entre as magnitudes absolutas ou luminosidades das estrelas versus suas classificações estelares ou temperaturas efetivas . O diagrama foi criado de forma independente por volta de 1910 por Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell e representou um grande passo em direção a uma compreensão da evolução estelar .
Contexto histórico
No século XIX, levantamentos espectroscópicos fotográficos em grande escala de estrelas foram realizados no Harvard College Observatory , produzindo classificações espectrais para dezenas de milhares de estrelas, culminando em última instância no Catálogo Henry Draper . Em um segmento deste trabalho Antonia Maury incluiu divisões das estrelas pela largura de suas linhas espectrais . Hertzsprung notou que estrelas descritas com linhas estreitas tendem a ter movimentos próprios menores do que outras da mesma classificação espectral. Ele interpretou isso como uma indicação de maior luminosidade para as estrelas de linha estreita e calculou paralaxes seculares para vários grupos delas, permitindo-lhe estimar sua magnitude absoluta.
Em 1910, Hans Rosenberg publicou um diagrama representando a magnitude aparente das estrelas no aglomerado das Plêiades em relação às forças da linha K do cálcio e duas linhas de Balmer do hidrogênio . Essas linhas espectrais servem como proxy da temperatura da estrela, uma das primeiras formas de classificação espectral. A magnitude aparente das estrelas no mesmo aglomerado é equivalente à sua magnitude absoluta e, portanto, este diagrama inicial era efetivamente um gráfico da luminosidade em relação à temperatura. O mesmo tipo de diagrama ainda é usado hoje como meio de mostrar as estrelas em aglomerados sem ter que saber inicialmente sua distância e luminosidade. Hertzsprung já vinha trabalhando com esse tipo de diagrama, mas suas primeiras publicações mostrando isso não aconteceram até 1911. Essa também era a forma do diagrama usando magnitudes aparentes de um aglomerado de estrelas todos à mesma distância.
As primeiras versões de Russell (1913) do diagrama incluíam estrelas gigantes de Maury identificadas por Hertzsprung, as estrelas próximas com paralaxes medidas na época, estrelas de Hyades (um aglomerado aberto próximo ) e vários grupos móveis , para os quais o método de agrupamento móvel poderia ser usado para derivar distâncias e, assim, obter magnitudes absolutas para essas estrelas.
Formas de diagrama
Existem várias formas de diagrama de Hertzsprung-Russell, e a nomenclatura não está muito bem definida. Todas as formas compartilham o mesmo layout geral: estrelas de maior luminosidade estão no topo do diagrama e estrelas com temperatura de superfície mais alta estão no lado esquerdo do diagrama.
O diagrama original exibia o tipo espectral de estrelas no eixo horizontal e a magnitude visual absoluta no eixo vertical. O tipo espectral não é uma quantidade numérica, mas a sequência de tipos espectrais é uma série monotônica que reflete a temperatura da superfície estelar. Versões observacionais modernas do gráfico substituem o tipo espectral por um índice de cor (em diagramas feitos em meados do século 20, mais frequentemente a cor BV ) das estrelas. Esse tipo de diagrama é frequentemente chamado de diagrama observacional de Hertzsprung-Russell ou, especificamente, diagrama de cor e magnitude (CMD), e é freqüentemente usado por observadores. Em casos onde as estrelas são conhecidas por estarem a distâncias idênticas, como dentro de um aglomerado de estrelas, um diagrama de magnitude de cor é freqüentemente usado para descrever as estrelas do aglomerado com um gráfico em que o eixo vertical é a magnitude aparente das estrelas. Para membros do cluster, por suposição, há uma única diferença constante aditiva entre suas magnitudes aparentes e absolutas, chamada de módulo de distância , para todo aquele aglomerado de estrelas. Os primeiros estudos de aglomerados abertos próximos (como Hyades e Pleiades ) por Hertzsprung e Rosenberg produziram os primeiros CMDs, alguns anos antes da síntese influente de Russell do diagrama de coleta de dados para todas as estrelas para as quais magnitudes absolutas pudessem ser determinadas.
Outra forma do diagrama representa a temperatura efetiva da superfície da estrela em um eixo e a luminosidade da estrela no outro, quase invariavelmente em um gráfico log-log . Cálculos teóricos da estrutura estelar e da evolução das estrelas produzem gráficos que correspondem aos das observações. Esse tipo de diagrama poderia ser chamado de diagrama de temperatura-luminosidade , mas raramente é usado; quando a distinção é feita, essa forma é chamada de diagrama teórico de Hertzsprung-Russell . Uma característica peculiar desta forma do diagrama H – R é que as temperaturas são traçadas de alta temperatura para baixa temperatura, o que ajuda na comparação desta forma do diagrama H – R com a forma de observação.
Embora os dois tipos de diagramas sejam semelhantes, os astrônomos fazem uma distinção nítida entre os dois. A razão para essa distinção é que a transformação exata de um para o outro não é trivial. Ir entre a temperatura efetiva e a cor requer uma relação cor-temperatura , e construir isso é difícil; é conhecido por ser uma função da composição estelar e pode ser afetado por outros fatores, como a rotação estelar . Ao converter a luminosidade ou magnitude bolométrica absoluta em magnitude visual aparente ou absoluta, é necessária uma correção bolométrica , que pode ou não vir da mesma fonte da relação cor-temperatura. Também é necessário saber a distância aos objetos observados ( ou seja , o módulo de distância) e os efeitos do obscurecimento interestelar , tanto na cor (avermelhamento) quanto na magnitude aparente (onde o efeito é denominado "extinção"). Distorção de cor (incluindo avermelhamento) e extinção (obscurecimento) também são aparentes em estrelas com poeira circunstelar significativa . O ideal de comparação direta de previsões teóricas da evolução estelar para observações, portanto, tem incertezas adicionais incorridas nas conversões entre quantidades teóricas e observações.
Interpretação
A maioria das estrelas ocupa a região do diagrama ao longo da linha chamada de sequência principal . Durante o estágio de suas vidas em que as estrelas são encontradas na linha da sequência principal, elas estão fundindo hidrogênio em seus núcleos. A próxima concentração de estrelas está no ramo horizontal ( fusão do hélio no núcleo e queima do hidrogênio em uma camada ao redor do núcleo). Outra característica proeminente é a lacuna Hertzsprung localizada na região entre o tipo espectral A5 e G0 e entre +1 e −3 magnitudes absolutas ( ou seja, entre o topo da sequência principal e os gigantes no ramo horizontal ). Estrelas variáveis RR Lyrae podem ser encontradas à esquerda desta lacuna em uma seção do diagrama chamada de faixa de instabilidade . As variáveis cefeidas também caem na faixa de instabilidade, em luminosidades mais altas.
O diagrama HR pode ser usado por cientistas para medir aproximadamente a distância de um aglomerado de estrelas ou galáxia da Terra. Isso pode ser feito comparando as magnitudes aparentes das estrelas no aglomerado com as magnitudes absolutas de estrelas com distâncias conhecidas (ou de estrelas modelo). O grupo observado é então deslocado na direção vertical, até que as duas sequências principais se sobreponham. A diferença de magnitude que foi superada para combinar os dois grupos é chamada de módulo de distância e é uma medida direta para a distância (ignorando a extinção ). Essa técnica é conhecida como ajuste de sequência principal e é um tipo de paralaxe espectroscópica . Não apenas o desligamento na sequência principal pode ser usado, mas também a ponta das estrelas do ramo gigante vermelho.
O diagrama visto pela missão Gaia da ESA
A missão Gaia da ESA mostrou várias características no diagrama que não eram conhecidas ou que se suspeitava que existissem. Ele encontrou uma lacuna na sequência principal que aparece para as anãs M e que é explicada com a transição de um núcleo parcialmente convectivo para um núcleo totalmente convectivo. Para anãs brancas, o diagrama mostra vários recursos. Duas concentrações principais aparecem neste diagrama seguindo a sequência de resfriamento das anãs brancas que são explicadas com a composição atmosférica das anãs brancas, especialmente as atmosferas das anãs brancas dominadas por hidrogênio versus hélio . Uma terceira concentração é explicada com a cristalização do núcleo do interior das anãs brancas. Isso libera energia e retarda o resfriamento das anãs brancas.
O papel do diagrama no desenvolvimento da física estelar
A contemplação do diagrama levou os astrônomos a especular que ele poderia demonstrar a evolução estelar , a principal sugestão sendo que as estrelas colapsaram de gigantes vermelhas em estrelas anãs, então descendo ao longo da linha da sequência principal no decorrer de suas vidas. Acreditava-se, portanto, que as estrelas irradiavam energia convertendo a energia gravitacional em radiação por meio do mecanismo Kelvin-Helmholtz . Esse mecanismo resultou em uma idade para o Sol de apenas dezenas de milhões de anos, criando um conflito sobre a idade do Sistema Solar entre astrônomos e biólogos e geólogos que tinham evidências de que a Terra era muito mais velha do que isso. Esse conflito só foi resolvido na década de 1930, quando a fusão nuclear foi identificada como fonte de energia estelar.
Após a apresentação do diagrama por Russell em uma reunião da Royal Astronomical Society em 1912, Arthur Eddington foi inspirado a usá-lo como base para o desenvolvimento de ideias sobre a física estelar . Em 1926, em seu livro The Internal Constitution of the Stars, ele explicou a física de como as estrelas se encaixam no diagrama. O artigo antecipou a descoberta posterior da fusão nuclear e propôs corretamente que a fonte de energia da estrela era a combinação de hidrogênio em hélio, liberando enorme energia. Este foi um salto intuitivo particularmente notável, já que naquela época a fonte de energia de uma estrela ainda era desconhecida, a energia termonuclear não havia sido provada existir, e mesmo que as estrelas são amplamente compostas de hidrogênio (ver metalicidade ), ainda não havia sido descoberta . Eddington conseguiu contornar esse problema concentrando-se na termodinâmica do transporte radiativo de energia em interiores estelares. Eddington previu que as estrelas anãs permanecem em uma posição essencialmente estática na sequência principal durante a maior parte de suas vidas. Nas décadas de 1930 e 1940, com uma compreensão da fusão do hidrogênio, surgiu uma teoria da evolução apoiada em evidências para as gigantes vermelhas, após a qual foram especulados casos de explosão e implosão dos remanescentes para as anãs brancas. O termo nucleossíntese de supernova é usado para descrever a criação de elementos durante a evolução e explosão de uma estrela pré-supernova, um conceito apresentado por Fred Hoyle em 1954. A mecânica quântica matemática pura e os modelos mecânicos clássicos de processos estelares permitem o Hertzsprung– Diagrama de Russell a ser anotado com caminhos convencionais conhecidos como sequências estelares - continuam a ser adicionados exemplos mais raros e anômalos à medida que mais estrelas são analisadas e modelos matemáticos considerados.
Veja também
- Ramo gigante assintótico - estrelas alimentadas pela fusão de hidrogênio e hélio em concha com um núcleo inativo de carbono e oxigênio
- Diagrama de magnitude e cor da galáxia
- Pista de Hayashi
- Pista Henyey
- Diagrama de Hess
- Moita Red - Clustering de gigantes vermelhas no diagrama de Hertzsprung-Russell em torno de 5.000 K e magnitude absoluta +0.5
- Linha de nascimento estelar
- Classificação estelar - Classificação de estrelas com base em suas características espectrais
- Ponta do galho gigante-vermelho
- Diagrama cor-cor
Referências
Bibliografia
- Casagrande, L .; Portinari, L .; Flynn, C. (novembro de 2006). "Parâmetros fundamentais precisos para estrelas da seqüência principal inferior". MNRAS . 373 (1): 13–44. arXiv : astro-ph / 0608504 . Bibcode : 2006MNRAS.373 ... 13C . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10999.x .
- Porter, Roy (2003). The Cambridge History of Science . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. p. 518 . ISBN 978-0-521-57243-9.
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- Smith, Robert (1995). Astrofísica observacional . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. p. 236 . ISBN 978-0-521-27834-8.
links externos
- Animação Omega Cen HR de um diagrama Hertzsprung-Russell criado a partir de dados reais do Hubble
- JavaHRD um diagrama Hertzsprung – Russell interativo como um miniaplicativo Java
- BaSTI a Bag of Stellar Tracks and Isochrones, simulações com o código FRANEC do Teramo Astronomical Observatory
- Leos Ondra: O primeiro diagrama Hertzsprung-Russell
- Quem primeiro publicou um diagrama de Hertzsprung-Russell? Hertzsprung ou Russell? Resposta: nenhum!