赫羅圖
赫羅圖（粵拼：haak1 lo4 tou4，英文HR Diagram，德文HR-Diagramm）係比較恆星光譜類型同光度嘅關係圖，由丹麥天文學家赫茨普龍同美國天文學家H.N.羅素創制嘅。美國大學指出佢係同元素週期表一樣，都係按照類似性質分類排列，唔同嘅係根據佢哋嘅性質同埋光度去排列質量大細。[1]喺赫羅圖入面嘅x軸係指星體嘅溫度，y軸係星體嘅絕對視星等。
歷史 編輯
分佈 編輯
分類 編輯
主序星(V) 編輯
90%以上嘅恆星位於赫羅圖嘅主序星區域上面，佢哋嘅大小同光度以及溫度以正比關係，又質量最細0.075M⊙，到質量最大嘅300M⊙。其中太陽係一粒中等大小嘅恆星，對銀河系非常唔起眼，但佢嘅質量畀95%嘅恆星更大[2]，喺銀河系入面比85%嘅天體更光。銀河有超過70%嘅恆星都係紅矮星，有15%係橙色主序星，G型主序星只係佔有7%，F型只佔3%，其他質量更大嘅只佔只佔唔夠1%。
白矮星(D) 編輯
質量係太陽嘅0.4倍到0.6倍為主，直徑非常細，但係密度極高。佢哋佢哋係中等質量星體遺留落嚟嘅殘骸，只佔銀河系恆星數目嘅嘅5%。
次巨星(IV) 編輯
同主序星嘅光好相似，但比較光，年紀比較老，係恆星分類新嘅一組，比主序星更為起眼嘅恆星[3]。佢係由主序星到紅巨星嘅轉折點，喺嗰陣時恆星完成氫氣氫核聚變，開始離開主序星階段並產生重元素結核聚變。
紅巨星(III) 編輯
正常質量恆星，晚年嘅演化階段嘅過程。氫完全核聚變之後，核心不斷咁樣收縮同時溫度會不斷咁升高，由於熱脹冷縮嘅關係，佢哋嘅表面會逐步膨脹，直到核心內部內部嘅氦原子會合成碳原子，喺嗰段時間佢哋睇起嚟變得比較紅，所以就叫紅巨星，屬於變星嘅一種。[4]
超巨星(I,II) 編輯
大質量恆星，晚年嘅演化階段嘅過程。氫完全核聚變之後，核心不斷咁樣收縮同時溫度會不斷咁升高，由於熱脹冷縮嘅關係，佢哋嘅表面會逐步膨脹，直到核心內部內部嘅氦原子會合成鐵原子到超新星爆發，喺嗰段時間佢哋睇起嚟變得比較紅，所以就叫超紅巨星，屬於變星嘅一種。[4]由於佢哋質量比較大，因此會比較光，所以就稱為超巨星，但係佢哋嘅數目比紅巨星更少。
特超巨星(0) 編輯
蘊藏量 編輯
| 類型 | 温度 | 色度 | 睇到嘅顏色 | 質量（太陽質量） | 半徑（太陽半徑） | 光度 | 氫線 | 主序星比例 |
| O | 30,000-60,000K | 藍色 | 藍色 | 64M⊙ | 16R⊙ | 1,400,000L⊙ | 弱 | ~0.00003% |
| B | 10,000-30,000K | 藍到白色 | 藍白色 | 18M⊙ | 7R⊙ | 20,000L⊙ | 一般 | 0.13% |
| A | 7,500-10,000K | 白色 | 白色 | 3.1M⊙ | 2.1R⊙ | 40L⊙ | 強烈 | 0.60% |
| F | 6000-7500K | 淡黃白色 | 白色 | 1.7M⊙ | 1.4R⊙ | 6L⊙ | 一般 | 3% |
| G | 5000-6000K | 黃色 | 淡黃白色 | 1.1M⊙ | 1.1R⊙ | 1.2L⊙ | 弱 | 7.60% |
| K | 3500-5000K | 橙色 | 黃橙色 | 0.8M⊙ | 0.9R⊙ | 0.4L⊙ | 極弱 | 12.10% |
| M | 2000-3500K | 紅色 | 橙紅色 | 0.4M⊙(最細可以細至0.075M⊙) | 0.5R⊙(最細可以細至0.08R⊙) | 0.04L⊙ | 極弱 | 76.45% |
喺赫羅圖上面嘅演化過程 編輯
0.075M⊙到0.45M⊙嘅恆星(光譜M/K型) 編輯
佢哋被稱為紅矮星，溫度大約2000-3500K，核反應速好慢率，壽命極長，燃燒1000億年後，直接成為氦元素嘅白矮星，赫羅圖入面就好似一條平緩嘅曲線直接從主序星區域從主序星區域落到白矮星區域，最後平靜咁死咗。佢哋質量好細，唔能夠膨脹成紅巨星。[5]
0.45M⊙到1.5M⊙嘅恆星(光譜K/G/F/A型) 編輯
佢哋係中等質量嘅恆星，例如太陽系同埋南門二咁樣嘅恆星嘅系統，溫度大約5000K-8,000K，核聚變快過紅矮星，燃燒200-10億年後，核心氫氣燃燒殆盡之後，質子 ─ 質子鏈就會停止。淨低嘅氦核心便會開始塌縮並產生熱，緊鄰核心嘅氫外殼會被加熱而開始有熱核反應，恆星亦同時開始膨脹，成為次巨星，並開始合成原子序較為高嘅元素。由於總表面面積嘅增加，恆星會變得極之光亮。雖然核心仍保持熾熱，膨脹之後嘅星體溫度變得好低，結果星光變紅，最後演化為一粒紅巨星。演化過程喺赫羅圖入面就好似一條地下鐵路路線一樣咁曲折變化，喺嗰段好似地下鐵路路線嘅軌跡階段，恆星光度變化同埋核反應非常唔穩定，直徑光度不斷變大，但能量同質量不斷散失，將外層嘅物質全部拋曬，淨返個核心，形成行星狀星雲，最後成為碳氧白矮星。[6]
1.5M⊙到8M⊙嘅恆星(光譜A/B型) 編輯
佢哋屬於中等質量嘅恆星，但佢哋嘅質量比較大，光度呈現藍色，溫度大約8,000K-10,000K，核聚變反應快過前者，燃燒10-1億年後，核心氫氣燃燒殆盡之後，碳氮氧循環便會停止。同前者嘅恆星一樣，膨脹成為紅巨星，並且會合成原子序更高嘅元素。當成為紅巨星，佢哋嘅核反應會更唔穩定，赫羅圖入面佢哋嘅演化過程更加具有曲折變化，亦會最後形成行星狀星雲，但唔同嘅係佢哋最後會變成含有重元素嘅白矮星。
大過8M⊙嘅恆星(光譜A/B/O型) 編輯
佢哋喺嚇囉圖嘅最頂端，屬於最大質量嘅恆星，佢哋嘅溫度高過10,000K，核聚變非常之快。佢哋嘅演化就好似喺上面水平曲線移動。係由於佢哋嘅晚年會逐步膨脹成黃色次巨星，然後膨脹成超紅巨星，喺嗰陣時候佢哋嘅光度不斷咁變化，同時核心不斷咁升溫，合成新嘅重元素。最終會產生鐵核聚變，並經歷超新星爆炸成為一粒中子星，結束佢哋嘅生命。
參考 編輯
- ↑ "Chandra :: Educational Materials :: Stellar Evolution :: Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction". chandra.harvard.edu. 喺2021-06-24搵到.
- ↑ Siegel, Ethan. "How Do The Most Massive Stars Die: Supernova, Hypernova, Or Direct Collapse?". Forbes (英文). 喺2021-06-25搵到.
- ↑ Geller, Aaron M.; Leiner, Emily M.; Chatterjee, Sourav; Leigh, Nathan W. C.; Mathieu, Robert D.; Sills, Alison (2017-06-01). "On the Origin of Sub-subgiant Stars. III. Formation Frequencies". The Astrophysical Journal. 842: 1. doi:10.3847/1538-4357/aa72ef. ISSN 0004-637X.
- ↑ 4.0 4.1 〈宇 宙 的 本 質 ( 講 義 )〉. www.lcsd.gov.hk. 喺2021-06-30搵到.
- ↑ 〈宇 宙 的 本 質 ( 講 義 )〉. www.lcsd.gov.hk. 喺2021-06-24搵到.
- ↑ 〈宇 宙 的 本 質 ( 講 義 )〉. www.lcsd.gov.hk. 喺2021-06-24搵到.
出面網頁 編輯
- Omega Cen H-R Wayback Machine嘅版面存檔備份 animation of a Hertzsprung–Russell diagram created from real Hubble data
- JavaHRD Wayback Machine嘅版面存檔備份 an interactive Hertzsprung–Russell diagram as a Java applet
- BaSTI Wayback Machine嘅版面存檔備份 a Bag of Stellar Tracks and Isochrones, simulations with FRANEC code by Teramo Astronomical Observatory
- Leos Ondra: The first Hertzsprung-Russell diagram Wayback Machine嘅版面存檔備份
- Who first published a Hertzsprung-Russell diagram? Hertzsprung or Russell? Answer: neither! Wayback Machine嘅版面存檔備份
- 香港大學物理系自學天文課程"宇宙嘅本質"講義(中繁)
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