Stworzenie diagramu Hertzsprunga-Russella było wielkim postępem w zrozumieniu świata gwiazd.

Wyobraź sobie, że dostałeś przedziwne zadanie od bardzo dowcipnego szefa: Masz badać las, ale musisz przestrzegać przedziwnych zasad: W ciągu pięciu minut masz uzyskać wszystkie potrzebne informacje. Wolno ci fotografować tysiące kilometrów kwadratowych pokrytych drzewami w dowolnym zakresie widma. Możesz patrzeć na północ, wschód, południe, zachód. Jednak nie wolno ci dotykać drzew ani ich liści. A po pięciu minutach musisz przerwać zbieranie danych.

Nawet z takimi ograniczeniami byłbyś w stanie dowiedzieć się, w jaki sposób działa las albo zrekonstruować cykl życiowy sosny. Zobaczyłbyś młode drzewka, dojrzałe okazy oraz resztki roślin, które obumarły. Mógłbyś się domyślić, jak przebiegało ich życie. Zdałbyś sobie też sprawę, że istnieje wiele rodzajów drzew – sosny, dęby, buki i zrozumiał, jak ich cykle życiowe różnią się od siebie. Nie byłoby to jednak łatwe. Musiałbyś długo dyskutować z innymi uczonymi o tym, czy dęby i sosny są osobnymi gatunkami, czy też są różnymi stadiami życia tego samego drzewa. W końcu jednak wykonałbyś swoje zadanie.

Podczas gdy nikt nigdy nie badał lasu w ten sposób, astronomowie są zmuszeni badać gwiazdy właśnie tak. Powód jest prosty: ludzkie życie to kilkadziesiąt lat, nauki – kilka stuleci, podczas gdy większość gwiazd ma miliardy lat. W tej skali czasowej cały okres badania gwiazd to zaledwie mrugnięcie okiem. Astronomowie mają do dyspozycji tylko stopklatkę przedstawiającą pojedynczy moment życia Wszechświata.

Jednak mimo tych ograniczeń astronomowie byli w stanie połączyć razem cykle życia gwiazd. Jednym z ważnych kroków w tym kierunku było stworzenie diagramu Hertzsprunga-Russella.

Pierwsze kroki

Pod koniec XIX wieku astronomowie wiedzieli, że czas życia gwiazdy jest ograniczony, nie mieli jednak pojęcia, skąd czerpią one swoją energię. Byli w stanie zidentyfikować niektóre pierwiastki chemiczne, obserwując widma gwiazd. Potrafili nawet zmierzyć odległości najbliższych z nich.

Stanęli jednak przed problemem: na niebie jest wiele rodzajów gwiazd. Niektóre z nich są białe i gorące, inne chłodniejsze i czerwone. Niektóre świecą jaśniej niż nasze Słońce, niektóre znacznie słabiej. Tak jak inni uczeni stający przed ogronmną ilością zjawisk, ich pierwszym zdaniem było znalezienie jakiegoś porządku w obserwowanym Kosmosie.

Uczeni zawsze starają się połączyć poznane obiekty w pewne grupy według pewnych cech, aby potem móc odróżniać je od siebie. W XVIII wieku szwedzki biolog Karol Linneusz w analogiczny sposób sklasyfikował organizmy żywe, zauważając na przykład, że wiewiórki są bardziej podobne do królików niż do węży, a króliki, węże i wiewiórki znacznie różnią się na przykład od palm.

Pierwszą próbę sklasyfikowania gwiazd podjął w latach 60-tych XIX wieku włoski astronom i jezuita Angelo Secchi. Analizując 4000 widm, doszedł do wniosku, że gwiazdy mogą być podzielone w oddzielne klasy – począwszy od jasnych białych gwiazd bogatych w wodór aż do słabych czerwonawych z dużą ilością węgla.

Secchi’emu wydawało się (słusznie, jak się później okazało), że te różnice pojawiają się ze względu na różnice temperatur. To nie była duża niespodzianka. Kawałek metalu umieszczony w płomieniu staje się najpierw czerwony, a potem, gdy temperatura rośnie, powoli przechodzi do bieli. Jednak astronomowie wiedzieli, że różnice w widmach gwiazd mogą mieć swoje źródło również w różnicach w składzie chemicznym. Doprowadziło to do wielkiej batalii między uczonymi.

Z jednej strony barykady stali astronomowie, którzy wierzyli, że wszystkie gwiazdy miały mniej lub bardziej podobne wyjściowe składy chemiczne, a ich widma zmieniają się, gdy przechodzą one przez kolejne etapy życia. Z drugiej strony stanęli ci, którzy twierdzili, że różne grupy gwiazd powstały z różnym wyjściowym składem chemicznym. Astronomowie mieli bardzo nikłą wiedzę o tym, w jaki sposób atomy emitują światło i w jaki sposób warunki w gwiazdach mogą wpływać na taką emisję. Rozwiązanie sporu nie było więc prostym zadaniem. Amerykański uczony Walter Sydney Adams powiedział: “Możemy zrozumieć zachowanie materii w odległych gwiazdach, a nie znamy mechanizmu świecenia świeczki“.

Debata była utrudniona przez duże braki w wiedzy. Dla przykładu: uczeni, którzy twierdzili, że różnice pomiędzy gwiazdami są spowodowane procesami ewolucyjnymi, nie wiedzieli jak taka ewolucja może przebiegać. Jedna z teorii mówiła, że gwiazdy czerpią energię z ciepła uwalnianego gdy gazy zapadają się pod wpływem własnej grawitacji. Gwiazda zapadałaby się tak długo, aż jej jądro stałoby się ciekłe. od tego momentu powoli stygnęłaby i umierała. Każda gwiazda przechodziłaby przez konkretną temperaturę dwa razy: raz w czasie ogrzewania i raz w czasie stygnięcia. Określone widmo przyjmowałaby ona dwa razy w swoim życiu.

Wyznaczanie odległości możliwe było tylko dla najbliższych gwiazd. Problematyczne było również fotografowanie widm. Światło gwiazdy musiało być dość długo przepuszczane pzez pryzmat i utrwalane na kliszy fotograficznej. Trudno było prowadzić analizę widmową dla wielu gwiazd.

Kobiety biorą się do roboty

Wszystko zmieniło się w 1886 roku. Obserwatorium w Harvard College pod kierunkiem Edwarda Pickeringa rozpoczęło przegląd widm jasnych gwiazd północnej półkuli nieba. Powstał w ten sposób Katalog Drapera (od nazwiska Henry’ego Drapera, pioniera amerykańskiej astronomii). Jego tworzenie przebiegało z użyciem nowej techniki. Zamiast zbierania światła jednej gwiazdy, pryzmat zbierał fotony z większego obszaru nieba. Na kliszy pojawia się wtedy wiele widm, z których każde odpowiada innej gwieździe.

Stworzenie klasyfikacji gwiazd było pierwszym ważnym krokiem w astronomii, w którym kluczową rolę odegrały kobiety. Pierwsza taka klasyfikacja wykonana została przez Pickeringa i jego asystentkę Williaminę Fleming. Podzielili oni gwiazdy na typy od A do Q według intensywności linii wodoru w widmach.

W 1888 roku na scenę wkroczyła Antonia Maury, siostrzenica Henry’ego Drapera. Zauważyła subtelne różnice w widmach gwiazd. Dla przykładu: niektóre gwiazdy miały szerokie linie, a niektóre wąskie. Zaproponowała podzielenie systemu na 22 klasy i wprowadzenie podklas a, b i c.

Po opuszczeniu Harvardu przez Maury, Pickering zaczął pracować z Annie Jump Cannon. Przeanalizowała ona 1100 widm gwiazdowych. Zamiast skupiać się na sile linii wodoru, poprzestawiała dotychczasowe typy widmowe, starając się ułożyć je tak, aby pewne cechy widm (linie helu, azotu i krzemu) zmieniały się w jak najbardziej gładki sposób. W nowej klasyfikacji układ typów był następujący: O, B, A, F, G, K, M. Było to uporządkowanie gwiazd według kolorów.

Zapamiętanie tej kolejności ułatwia angielskie zdanie powtarzane przez większość profesorów astronomii: “Oh Be A Fine Girl, Kiss Me“.

Dzisiaj wiemy już, że klasyfikacja stworzona przez Cannon odpowiada różnym temperaturom gwiazd. Najgorętsze z nich, typu O, mają temperatury rzędu 40000 kelwinów. Słońce o temperaturze powierzchni około 5800 kelwinów jest gwiazdą typu G. Stworzenie tej klasyfikacji zainspirowało do pracy duńskiego astronoma Ejnara Hertzsprunga.

Olbrzymy i karły

Hertzsprung studiował inżynierię chemiczną i doszedł do astronomii, zajmując się chemią błon fotograficznych. Przyglądając się czerwonym gwiazdom doszedł do wniosku, że gwiazdy w różnych podklasach według Maury poruszają się z różnymi prędkościami i muszą znajdować się w różnych odległościach. Słabo świecące gwiazdy poruszały się szybko, a to oznaczało że muszą znajdować się blisko Ziemi, a ich mała jasność jest wynikiem rzeczywistej niewielkiej jasności. Inna grupa czerwonych gwiazd, te z podkategorii c, nie poruszały się w ogóle, a to onaczało że znajdują się daleko od nas. Musiały więc świecić bardzo jasno.

Hertzsprung zdał sobie sprawę, że jeśli gwiazda jest czerwona, to jej powierzchnia ma niską temperaturę. To zaś oznacza, że każdy jej metr kwadratowy emituje stosunkowo niewiele światła. Jedynym sposobem osiągnięcia dużej jasności przez odległe gwiazdy było stwierdzenie, że mają one bardzo duże rozmiary. Dzisiaj nazywamy te gwiazdy olbrzymami lub nadolbrzymami i traktujemy jako gwiazdy w późnych etapach ich życia. Kiedy takim obiektem za 6 miliardów lat stanie się Słońce, jego zewnętrzna atmosfera rozszerzy się aż do orbity Ziemi. Praca wykonana przez Hertzsprunga pozwoliła podzielić gwiazdy na dwie grupy – karły i olbrzymy.

Jego odkrycie oznacza, że wyznaczenie temperatury gwiazdy nie daje astronomom całej potrzebnej informacji. Klasyfikacja zbudowana wyłącznie na temperaturze miesza razem zupełnie odmienne obiekty: słabe czerwone gwiazdki i czerwone olbrzymy. Kiedy Hertzsprung ułożył gwiazdy na wykresie, na osiach którego była jasność (po zredukowaniu odległości) i klasa widmowa według Maury, odkrył, że dzielą się one na dwie główne grupy. Większość gwiazd, karłów, znalazła się w długim pasie nazwanym ciągiem głównym. Drugą grupę stanowiły olbrzymy.

Hertzsprung obublikował swoje odkrycia w 1905 i 1907 roku w czasopiśmie Zeitschrift fur Wissenschaftliche Photographie. Pismo nie było czytane przez astronomów, gdyż adresowane było do fotografików. Wiele lat później brytyjski astronom Sir Arthur Eddington napisał do Hertzsprunga: “Jednym z grzechów młodości jest publikowanie ważnych wyników w niewłaściwych miejscach“.

W tym samym czasie amerykański astronom Henry Norris Russell rozpoczął badania tego samego problemu w Princeton University. Podczas gdy Hertzsprung starał się głównie poklasyfikować gwiazdy, Russel próbował dowiedzieć się, w jaki sposób one ewoluują. Stworzył pierwszy program pomiaru odległości gwiazd z wykorzystaniem klisz fotograficznych zamiast obserwacji wizualnych. Kiedy stanął przed problemem czerwonych gwiazd, miał już bezpośrednie informacje o odległościach.

W 1909 roku Russell doszedł do wniosków Hertzsprunga: są dwa rodzaje gwiazd, karły i olbrzymy. Russell nie opublikował swoich wyników aż do 1913 roku. Zrobił to dopiero wtedy i to na spotkaniach organizacji astronomicznych.

Ponieważ Russell jako pierwszy opublikował diagram w postaci podobnej do dzisiejszej ich formy i ponieważ przedstawił wyniki “właściwemu” środowisku, diagram przez wiele lat nazywany był diagramem Russella. W 1933 roku stare prace Hertzsprunga odnalazł szwedzki astronom Bengt Stromgren. Od tego czasu wykres nazywano diagramem HR.

Koń pociągowy astronomii

Na wykresie znaleźć można wszystkie rodzaje gwiazd. Na poziomej osi odkłada się temperaturę gwiazdy, a na pionowej – jasność (moc promieniowania). Ujawniają się trzy główne grupy gwiazd. Najbardziej widoczne jest szerokie pasmo biegnące w poprzek wykresu od lewego górnego rogu (gwiazdy gorące i jasne) do prawego dolnego (słabe i chłodne). To pasmo, zawierające również Słońce, to ciąg główny zauważony przez Hertzsprunga. Znajdują się na nim gwiazdy, które energię czerpią z przemiany wodoru w hel.

Gwiazdy znajdujące się w górnym prawym rogu (chłodne i jasne) to czerwone olbrzymy.

W lewym dolnym rogu (słabe i gorące) znajdują się białe karły. Nie zachodzą już w nich rekacje termojądrowe i świecą one jedynie dzięki procesom stygnięcia. Chociaż obiekty znajdowały się już na wykresach Hertzsprunga i Russella, to jednak nie rozumieli oni ich natury. Wyjaśnienie przyszło wiele dziesięcioleci później.

Nie dość powiedzieć, że każda gwiazda może być reprezentowana przez punkt na diagramie HR. Ich ewolucja może być określona przez trajektorię gwiazd na tym wykresie! Dla przykładu: Słońce rozpoczęło po prawej jego stronie jako chłodny, zapadający się obłok międzygwiazdowego gazu. Kiedy obłok ogrzewał się, punkt przesuwał się w lewo, w kierunku ciągu głównego. Kiedy w końcu w jądrze Słońca rozpoczęły się procesy termojądrowe, zajęło ono na wykresie HR w miarę stałe miejsce na ciągu głównym. Miało pozostać na nim przez około 11 miliardów lat, z których 4,5 już minęło. Słońce opuści tę część wykresu po wypaleniu zapasu wodoru. Rozpoczną się wtedy bardziej skomplikowane reakcje. Słońce ochłodzi się i rozszerzy, przenosząc się w obszar zajmowany przez olbrzymy. Kiedy wszelkie reakcje termojądrowe ostatecznie się zakończą, Słońce znajdzie się w obszarze zajmowanym przez białe karły.

Wykres HR stał się podstawą gwiazdowej astronomii, bez której nie można by dzisiaj uprawiać tej nauki.

Autor

Michał Matraszek

Komentarze

  1. Rafał Szulc    

    Gwiezdna puchlina… — Trochę myląco brzmi fragment : “ Słabo świecące gwiazdy poruszały się szybko, a to oznaczało że muszą znajdować się blisko Ziemi, (…). Inna grupa czerwonych gwiazd, (…) nie poruszały się w ogóle, a to oznaczało że znajdują się daleko od nas. ” – zapewne nie chodzi tu o ich ruch “w ogóle”, a już na pewno nie o pomiar tegoż, za pomocą dopplerowskiego poczerwienienia, lecz o ich “ruch”… na sferze niebieskiej, czy też inaczej: zmianę położenia na kliszy fotograficznej, przy obserwacjach powtórzonych po długim czasie?
    Jeśli by miało chodzić o ich rzeczywisty ruch, a nie tylko “na kliszy” – to wychodzi… jakaś bzdura! Lub zależność niezgodna z tezą Hubble’a.
    Jeszcze jedno stwierdzenie wydaje mi się dość… hm, nieprecyzyjne. Inna rzecz, iż właśnie w takiej formie jest najczęściej podawane w niemal wszystkich tekstach astronomicznych. Mówi się, że gwiazda (tu: Słońce) “ochłodzi się i rozszerzy, przenosząc się w obszar zajmowany przez olbrzymy.” – a taka hierarchia opisu (ochłodzi i rozszerzy) w języku polskim określa pewną zależność (czy też kolejność) implikacji: rozszerzanie wynikałoby więc z… ochładzania? Myślę, że wątpię !
    Raczej jednak gwiazda pod koniec życia rozszerza się, a w konsekwencji tegoż – stygnie (jej powierzchnia!). No cóż, jest to niezbyt podobne do zachowania np. kawałka metalu, gdyż ten reagowałby odwrotnie, prawda? Stygnąc, nieco by się skurczył, o czym decydują siły międzycząsteczkowe, odległości między atomami, itp.
    Jednak w przypadku puchnących gwiazd, zmierzających do stadium czerwonego olbrzyma – mamy do czynienia ze wzrostem powierzchni sfery, z której jest wypromieniowana energia…
    Swoją drogą jakoś nie udało mi się znaleźć żadnego tekstu z przekonywującym wyjaśnieniem, dlaczego zachodzi owo puchnięcie. Czy wiemy o nim tylko z wniosków, wyciągniętych na podstawie obserwacji, czy też istnieje model teoretyczny, w którym wzrost rozmiarów gwiazdy jest wynikiem konkretnych procesów, ujętych w zgrabny model, podbudowany rzetelnymi obliczeniami?
    Wygląda na to, że teorii jest kilka. Czyli – aż za dużo, żeby można to uznać za sprawę wyjaśnioną. Zdecydowanie – za dużo…
    Myślę, że nie da się tego wyjaśnić jedynie w oparciu o takie czynniki, jak oddziaływania grawitacyjne, wielkość energii wypromieniowywanej przez kurczące się jądro, zmieniające się pole tej, czy innej powierzchni, wzmożoną konwekcję, niewystarczającą przewodność cieplną ośrodka… Te tylko czynniki fizyczne, to ciągle za mało! Gdyby w całym procesie uczestniczyły jedynie owe wielkości, to gwiazda, która zaprzestanie syntezy termojądrowej – nadal powinna się tylko i wyłącznie kurczyć. Cała! – a nie samo jej jądro…
    Aby wyjaśnić, dlaczego mimo wszystko na tym etapie rośnie – trzeba uwzględnić jakieś zjawiska o charakterze magnetyczno-elektrycznym, wyzwalające (czy też: przekazujące) energie o wartościach naprawdę sporych! Jakich? No cóż, trzeba obliczyć ilości masy uwalniane przez gwiazdę jako nasilający się wiatr, plus migrację materii składającej się na kaliber “opuchlizny”, oraz wielkość pola grawitacyjnego, przy jakim zachodzą te procesy…

    1. Ayrton    

      O ruchu gwiazd i ochładzaniu

      > [o gwiazdach i ich ruchu]
      >
      > zapewne nie chodzi tu o ich ruch “w ogóle”,
      > a już na pewno nie o pomiar tegoż, za pomocą dopplerowskiego
      > poczerwienienia, lecz o ich “ruch”… na sferze niebieskiej,
      > czy też inaczej: zmianę położenia na kliszy fotograficznej, przy
      > obserwacjach powtórzonych po długim czasie?
      > Jeśli by miało chodzić o ich rzeczywisty ruch, a nie tylko “na
      > kliszy” – to wychodzi… jakaś bzdura! Lub zależność niezgodna
      > z tezą Hubble’a.

      Ja bym tu Hubble’a zostawił w spokoju, bo jego prawo nie ma zastosowania w skalach subgalaktycznych, a chyba z takimi mamy do czynienia (nie sądzę, żeby Hertzsprung badał gwiazdy poza Drogą Mleczną 😛). A tu z pewnością rzeczywiście chodzi o widomy ruch tych gwiazd.
      Co do dalszej części – zgadza się, ochładzane jest konsekwencją rozszerzania gwiazdy stającej się czerwonym olbrzymem 🙂

      1. Rafał Szulc    

        Edwinem, i M.E.L-em… — No cóż, wylazła ze mnie stara, partyjniacka szkoła 🙂 zalecająca co i rusz podpierać się klasykami. Mówca, dla wzmocnienia efektu cytował któregoś z trzech brodaczy ( M & E & L), którzy mieli z założenia rację – niepodważalną. Dlatego zawsze było dobrze przyłożyć adwersarzowi M.E.L-em z jednej strony, a potem jeszcze poprawić towarzyszem Stalinem – z drugiej.
        Nieco podobnie i ja – posłużyłem się Autorytetem. Faktycznie, nieco zbyt swobodnie, bowiem przy wartościach stałej Hubble’a określanych dziś na jakieś siedemdziesiąt kilka km/s/Mps – wpływ generalnego rozszerzania się Wszechświata, na odległościach mniejszych niż rozmiary gromady galaktyk – jest trudno zauważalny. Czy też : zazwyczaj jest mniejszy, niż “przypadkowe ruchy własne” wynikłe z czynników lokalnych.
        Oczywistym jest więc, że na odległościach, na których obserwowano pojedyncze gwiazdy w przytoczonym fragmencie – stała Hubble’a nie odgrywała żadnej roli.
        Ale. Ale jednak… Choć nieco “przegiąłem” – toć właśnie chodziło o pewien kontrast! Może nie do końca ścisły, nie w kategoriach logicznych – co posunięty do pewnego absurdu:
        Pan Edwin H. Stwierdził, że  galaktyki się oddalają, OK.? Zaznaczył też, że im są od nas bardziej odległe, tym oddalają się szybciej, prawda?
        Jakby przejaskrawionym zaprzeczeniem takiego stwierdzenia (powiedzmy: erystycznym) można by uznać właśnie takie zdanie: “zaś (…) gwiazdy, a już najmocniej : bliskie – poruszają się ku nam…” – hę?
        No cóż, zajęte swoimi sprawami, oczywiście wcale tego nie robią, lecz w powyższym zdaniu chodzi mi o pokazanie pewnej kategorii “zaprzeczenia tezy” – w sposób mocno… kontrastowy. Nieco na podobieństwo tego: “aby odwrócić pecha, jaki ci przynieść może czarny kot – musisz przebiec drogę białemu psu”.

        A gdy już jestem przy kolorach, to spytam jeszcze o czerwony, a dokładniej – o czerwone giganty : wiesz może Ayrton – czemu one puchną? Bo ja odnoszę wrażenie, że jakoś zbyt szybko odfajkowano owo zagadnienie, jako “wyjaśnione”. Nieco na takiej zasadzie, że  skoro piszą o tym w podręcznikach I-go roku, to sprawa jest na pewno jasna i banalna…
        Banalna? – nie sądzę!

        1. Ayrton    

          Czemu czerwony olbrzym puchnie

          > spytam jeszcze o […] czerwone giganty : wiesz może Ayrton –
          > czemu one puchną? Bo ja odnoszę wrażenie, że jakoś zbyt szybko
          > odfajkowano owo zagadnienie, jako “wyjaśnione”.

          Pod koniec “etapu wodorowego”, gdy już tego pierwiastka zaczyna brakować, synteza helu w centrum ustaje, następuje jednak jeszcze w wąskiej otoczce wokół jądra. Ta warstwa powoli się rozszerza, co jest moim zdaniem głównym powodem puchnięcia całej otoczki gwiezdnego jądra (zewnętrzne warstwy są coraz bardziej podgrzewane przez przesuwającą się ku nim strefę syntezy). Dodatkowo samo jądro zaczyna się w pewnym momencie kurczyć i silnie się ogrzewa, intensywnie wydzielając promieniowanie, które dodatkowo pomaga gwieździe puchnąć.

Komentarze są zablokowane.