مخطط هرتزبرونغ-راسل

مخطط هرتزبرونغ -راسل (يُختصر إلى مخطط H-R أو مخطط HR أو HRD ) هو رسم بياني مُبعثر للنجوم يُظهر العلاقة بين مقاديرها المطلقة أو لمعانها وتصنيفاتها النجمية أو درجات حرارتها الفعّالة . ويُسمى أحيانًا مخطط اللون والقدر . وقد أُنشئ هذا المخطط بشكل مستقل عام 1911 على يد إينار هرتزبرونغ ، ثم عام 1913 على يد هنري نوريس راسل ، ومثّل خطوةً هامةً نحو فهم تطور النجوم .

في القرن التاسع عشر، أُجريت مسوحات طيفية فوتوغرافية واسعة النطاق للنجوم في مرصد كلية هارفارد ، مما أسفر عن تصنيفات طيفية لعشرات الآلاف من النجوم، وبلغت ذروتها في فهرس هنري درابر . في أحد أجزاء هذا العمل، أدرجت أنطونيا موري تقسيمات للنجوم حسب عرض خطوطها الطيفية . ^{[ 1 ]} لاحظ هرتزبرونغ أن النجوم الموصوفة بخطوط ضيقة تميل إلى امتلاك حركات ذاتية أصغر من غيرها من نفس التصنيف الطيفي. اعتبر ذلك مؤشرًا على لمعان أكبر للنجوم ذات الخطوط الضيقة، وحسب التزيح العلماني لعدة مجموعات منها، مما سمح له بتقدير قدرهم المطلق. ^{[ 2 ]}

في عام ١٩١٠، نشر هانز أوزوالد روزنبرغ مخططًا يوضح القدر الظاهري للنجوم في عنقود الثريا مقابل شدة خط الكالسيوم K وخطين من خطوط بالمر للهيدروجين . ^{[ ٣ ]} تُستخدم هذه الخطوط الطيفية كمؤشر لدرجة حرارة النجم، وهو شكل مبكر من أشكال التصنيف الطيفي. يُعادل القدر الظاهري للنجوم في العنقود نفسه قدرها المطلق، لذا كان هذا المخطط المبكر بمثابة رسم بياني للعلاقة بين اللمعان ودرجة الحرارة. ولا يزال هذا النوع من المخططات يُستخدم حتى اليوم كوسيلة لعرض النجوم في العناقيد دون الحاجة إلى معرفة المسافة واللمعان مسبقًا. ^{[ ٤ ]} كان هرتزبرونغ قد بدأ العمل بهذا النوع من المخططات، لكن منشوراته الأولى التي تُظهره لم تكن إلا في عام ١٩١١. وكان هذا أيضًا شكل المخطط الذي يستخدم القدر الظاهري لعنقود من النجوم على نفس المسافة. ^{[ ٥ ]}

تضمنت النسخ المبكرة (1913) من مخطط راسل نجوم موري العملاقة التي حددها هرتزبرونغ، والنجوم القريبة التي تم قياس اختلاف المنظر لها في ذلك الوقت، ونجوم من الثريا ( عنقود مفتوح قريب )، والعديد من المجموعات المتحركة ، والتي يمكن استخدام طريقة العنقود المتحرك لاستنتاج المسافات وبالتالي الحصول على القدر المطلق لتلك النجوم. ^{[ 6 ]}

توجد عدة أشكال لمخطط هرتزبرونغ-راسل، وتسميته غير محددة بدقة. تشترك جميع الأشكال في نفس الترتيب العام: النجوم ذات اللمعان الأكبر تقع في الجزء العلوي من المخطط، والنجوم ذات درجة حرارة السطح الأعلى تقع في الجانب الأيسر منه.

كان الرسم التخطيطي الأصلي يعرض النوع الطيفي للنجوم على المحور الأفقي، والقدر الظاهري المطلق على المحور الرأسي. النوع الطيفي ليس قيمة عددية، بل هو سلسلة متدرجة تعكس درجة حرارة سطح النجم. تستبدل النسخ الرصدية الحديثة من هذا الرسم النوع الطيفي بمؤشر لوني (في الرسوم التخطيطية التي رُسمت في منتصف القرن العشرين، غالبًا ما يكون لون BV ) للنجوم. يُعرف هذا النوع من الرسوم التخطيطية بمخطط هرتزبرونغ-راسل الرصدي، أو تحديدًا مخطط اللون-القدر (CMD)، وهو شائع الاستخدام بين الراصدين. ^{[ 7 ]} في الحالات التي تكون فيها النجوم على مسافات متطابقة، كما هو الحال داخل عنقود نجمي، يُستخدم مخطط اللون-القدر غالبًا لوصف نجوم العنقود، حيث يمثل المحور الرأسي القدر الظاهري للنجوم. بالنسبة لأعضاء العنقود، يُفترض وجود فرق ثابت إضافي واحد بين قدرهم الظاهري والمطلق، يُسمى معامل المسافة ، لجميع نجوم ذلك العنقود. أنتجت الدراسات المبكرة التي أجراها هرتزبرونغ وروزنبرغ على التجمعات النجمية المفتوحة القريبة (مثل الثريا والقلائص ) أول مخططات هرتزبرونغ-راسل، وذلك قبل بضع سنوات من قيام راسل بتوليف المخطط المؤثر الذي جمع بيانات لجميع النجوم التي أمكن تحديد سطوعها المطلق. ^{[ 3 ] [ 5 ]}

يُظهر شكل آخر من المخطط درجة حرارة سطح النجم الفعّالة على أحد المحورين ولمعانه على المحور الآخر، وذلك عادةً في رسم بياني لوغاريتمي مزدوج . تُنتج الحسابات النظرية لبنية النجوم وتطورها رسومات بيانية تتطابق مع تلك المُستقاة من الرصد. يُمكن تسمية هذا النوع من المخططات بمخطط درجة الحرارة-اللمعان ، ولكن نادرًا ما يُستخدم هذا المصطلح؛ وعند التمييز بينهما، يُطلق على هذا الشكل اسم مخطط هرتزبرونغ-راسل النظري . من الخصائص المميزة لهذا الشكل من مخطط هرتزبرونغ-راسل أن درجات الحرارة تُرسم من الأعلى إلى الأدنى، مما يُسهّل مقارنة هذا الشكل من المخطط مع الشكل الرصدي.

على الرغم من تشابه نوعي المخططات، يُفرّق علماء الفلك بينهما بدقة. ويعود سبب هذا التمييز إلى أن التحويل الدقيق بينهما ليس بالأمر الهين. فالتحويل بين درجة الحرارة الفعّالة واللون يتطلب علاقة بين اللون ودرجة الحرارة ، وهي علاقة معقدة؛ إذ من المعروف أنها دالة لتكوين النجم ، وقد تتأثر بعوامل أخرى كدوران النجم . عند تحويل اللمعان أو القدر البولومتري المطلق إلى القدر الظاهري أو المطلق، يلزم تصحيح بولومتري ، قد يكون مصدره نفسه مصدر علاقة اللون ودرجة الحرارة، أو قد يكون مصدره مختلفًا. كما يلزم معرفة المسافة إلى الأجرام المرصودة ( أي معامل المسافة) وتأثيرات الحجب بين النجوم ، سواءً في اللون (الاحمرار) أو في القدر الظاهري (حيث يُسمى هذا التأثير "الانقراض"). ويظهر تشوه اللون (بما في ذلك الاحمرار) والانقراض (الحجب) أيضًا في النجوم التي تحتوي على كميات كبيرة من الغبار المحيط بها . وبالتالي فإن فكرة المقارنة المباشرة بين التنبؤات النظرية لتطور النجوم والملاحظات تنطوي على شكوك إضافية ناتجة عن التحويلات بين الكميات النظرية والملاحظات.

منذ حوالي سبعينيات القرن الماضي، ظهر إصدار ثالث من مخطط هرتزبرونغ-راسل يُعرف إما بمخطط هرتزبرونغ-راسل الطيفي أو مخطط كيل. يعرض هذا المخطط لوغاريتم جاذبية السطح (log g) على المحور الرأسي (y)، ودرجة حرارة السطح الفعالة (Teff) على المحور الأفقي (x). في مخطط هرتزبرونغ-راسل الطيفي، يُعكس كلا المحورين بحيث تُعرض كل من جاذبية السطح ودرجة حرارة السطح الفعالة بترتيب تنازلي بدلاً من تصاعدي. غالبًا ما تُقاس جاذبية السطح ودرجة حرارة السطح الفعالة طيفيًا، أي عن طريق قياس وتحليل أطياف النجوم. قد لا تتطابق بيانات مخطط هرتزبرونغ-راسل الطيفي دائمًا مع الشكل الموجود في مخطط هرتزبرونغ-راسل أو مخطط هرتزبرونغ-راسل النظري، لكنها تُظهر سمات وأشكالًا متشابهة. ^{[ 8 ]} يتطلب قياس الأطياف بدقة عالية موارد أكثر من القياسات الضوئية، مما يعني أنه لا يمكن إنشاء هذا النوع من المخططات لجميع النجوم إذا لم تكن أطيافها المقاسة بدقة جيدة.

تقع معظم النجوم في المنطقة الموضحة في الرسم البياني على طول خط التسلسل الرئيسي ، حيث توجد النجوم منخفضة الكتلة في الطرف الأبرد والأقل إضاءة من التسلسل، بينما تتجه النجوم الأكثر كتلة نحو الطرف الأكثر سخونة وإضاءة. خلال المرحلة التي تقع فيها النجوم على خط التسلسل الرئيسي، فإنها تدمج الهيدروجين في نواتها. توجد مجموعة بارزة من النجوم الباردة ذات إضاءة أعلى وأحجام أكبر من نجوم التسلسل الرئيسي. تُعرف هذه النجوم بالعمالقة الحمراء ، وتشمل: النجوم التي تدمج الهيدروجين حول نواة خاملة من الهيليوم (فرع العملاق الأحمر)، والنجوم التي تدمج الهيليوم في نواتها ( الفرع الأفقي )، والنجوم التي تدمج الهيليوم والهيدروجين في أغلفة حول نواة خاملة إلى حد كبير ( فرع العملاق المقارب) . يفصل فجوة هرتزبرونغ العمالقة الحمراء عن التسلسل الرئيسي ، وهي فجوة تضم نجومًا شبه عملاقة وتقع في المنطقة بين النوع الطيفي A5 و G0 وبين القدر المطلق +1 و -3.

تشمل المجموعات النجمية الأخرى المميزة في مخطط هرتزبرونغ-راسل: العمالقة الفائقة ، وهي نجوم ضخمة نادرة التطور تتميز بلمعانها العالي؛ والأقزام البيضاء ، وهي شائعة جدًا ولكن بلمعانها المنخفض جدًا؛ والأقزام البنية ، وهي باردة جدًا وذات لمعان منخفض جدًا. أما النجوم المتغيرة من نوع RR Lyrae فهي نجوم تقع على الفرع الأفقي في جزء من المخطط يُسمى شريط عدم الاستقرار . كما تقع النجوم المتغيرة من نوع Cepheid أيضًا على شريط عدم الاستقرار، ولكن بلمعان أعلى.

يمكن للعلماء استخدام مخطط هرتزبرونغ-راسل (HR) لقياس بُعد عنقود نجمي أو مجرة ​​عن الأرض تقريبًا. ويتم ذلك بمقارنة السطوع الظاهري للنجوم في العنقود بالسطوع المطلق لنجوم ذات مسافات معروفة (أو لنجوم نموذجية). ثم تُزاح المجموعة المرصودة عموديًا حتى تتداخل سلسلتا النجوم الرئيسيتان. يُسمى الفرق في السطوع الذي تم تجاوزه لمطابقة المجموعتين بمعامل المسافة ، وهو مقياس مباشر للمسافة (مع إهمال الانطفاء ). تُعرف هذه التقنية باسم مطابقة التسلسل الرئيسي ، وهي نوع من أنواع اختلاف المنظر الطيفي . لا يقتصر استخدام هذه التقنية على نقطة انعطاف التسلسل الرئيسي فحسب، بل يشمل أيضًا قمة نجوم فرع العملاق الأحمر. ^{[ 9 ] [ 10 ]}

الرسم البياني الذي رصدته مهمة غايا التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية

مخطط هرتزبرونغ-راسل الذي يُظهر الأقزام البيضاء فقط ، مع بيانات من مهمة غايا التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية.

جزء من الرسم البياني من غايا التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية . من المرجح أن يمثل الخط الداكن الانتقال من الأقزام الحمراء ذات الحمل الحراري الجزئي إلى الأقزام الحمراء ذات الحمل الحراري الكامل.

أظهرت مهمة غايا التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية عدة سمات في المخطط، بعضها غير معروف والبعض الآخر يُشتبه في وجوده. فقد رصدت فجوة في التسلسل الرئيسي تظهر في الأقزام الحمراء، وتُفسَّر هذه الفجوة بالانتقال من نواة ذات حمل حراري جزئي إلى نواة ذات حمل حراري كامل. ^{[ 11 ] [ 12 ]} أما بالنسبة للأقزام البيضاء، فيُظهر المخطط عدة سمات. يظهر تركيزان رئيسيان في هذا المخطط بعد تسلسل تبريد الأقزام البيضاء، ويُفسَّران بتركيب غلافها الجوي، وخاصةً غلبة الهيدروجين على الهيليوم في الغلاف الجوي. ^{[ 13 ]} ويُفسَّر تركيز ثالث بتبلور نواة الأقزام البيضاء الداخلية، مما يُطلق الطاقة ويؤخر تبريدها. ^{[ 14 ] [ 15 ]}

دفع تأمل المخطط علماء الفلك إلى التكهن بأنه قد يوضح تطور النجوم ، وكان الاقتراح الرئيسي هو أن النجوم تنهار من عمالقة حمراء إلى نجوم قزمة، ثم تتحرك نزولاً على طول خط التسلسل الرئيسي خلال حياتها. ولذلك، كان يُعتقد أن النجوم تشع الطاقة عن طريق تحويل طاقة الجاذبية إلى إشعاع من خلال آلية كلفن-هيلمهولتز . نتج عن هذه الآلية عمر للشمس يبلغ عشرات الملايين من السنين فقط، مما أدى إلى خلاف حول عمر النظام الشمسي بين علماء الفلك وعلماء الأحياء والجيولوجيا الذين كانت لديهم أدلة على أن الأرض أقدم من ذلك بكثير. لم يُحل هذا الخلاف إلا في ثلاثينيات القرن العشرين عندما تم تحديد الاندماج النووي كمصدر لطاقة النجوم.

بعد عرض راسل للمخطط في اجتماع الجمعية الفلكية الملكية عام ١٩١٢، استلهم آرثر إدينغتون منه فكرة استخدامه كأساس لتطوير أفكاره حول فيزياء النجوم . في عام ١٩٢٦، شرح في كتابه "التركيب الداخلي للنجوم" فيزياء كيفية اندماج النجوم في المخطط. ^{[ ١٦ ]} تنبأت الورقة البحثية بالاكتشاف اللاحق للاندماج النووي ، واقترحت بشكل صحيح أن مصدر طاقة النجم هو اتحاد الهيدروجين لتكوين الهيليوم، مما يُحرر طاقة هائلة. كانت هذه قفزة بديهية لافتة للنظر، إذ في ذلك الوقت كان مصدر طاقة النجم لا يزال مجهولاً، ولم يكن قد ثبت وجود الطاقة النووية الحرارية ، بل ولم يكن قد تم اكتشاف أن النجوم تتكون في الغالب من الهيدروجين (انظر المعدنية ). تمكن إدينغتون من تجاوز هذه المشكلة بالتركيز على الديناميكا الحرارية لنقل الطاقة الإشعاعي في باطن النجوم. ^{[ 17 ]} تنبأ إدينغتون بأن النجوم القزمة تبقى في موقع ثابت تقريبًا على التسلسل الرئيسي لمعظم حياتها. في ثلاثينيات وأربعينيات القرن العشرين، ومع فهم اندماج الهيدروجين، ظهرت نظرية مدعومة بالأدلة حول تطور العمالقة الحمراء، تلتها تكهنات حول حالات انفجار وانكماش البقايا لتكوين الأقزام البيضاء. يُستخدم مصطلح التخليق النووي للمستعر الأعظم لوصف تكوين العناصر أثناء تطور وانفجار نجم ما قبل المستعر الأعظم، وهو مفهوم طرحه فريد هويل عام 1954. ^{[ 18 ]} تُمكّن النماذج الرياضية البحتة لميكانيكا الكم والنماذج الميكانيكية الكلاسيكية للعمليات النجمية من إضافة مسارات تقليدية معروفة تُعرف بالتسلسلات النجمية إلى مخطط هرتزبرونغ-راسل - ولا تزال تُضاف أمثلة نادرة وشاذة مع تحليل المزيد من النجوم والنظر في النماذج الرياضية.

• الرسوم المتحركة لـ Omega Cen HR لمخطط Hertzsprung-Russell الذي تم إنشاؤه من بيانات Hubble الحقيقية
• JavaHRD هو مخطط Hertzsprung-Russell التفاعلي باعتباره برنامج Java الصغير
• BaSTI عبارة عن مجموعة من مسارات النجوم وخطوط التطور النجمي، وهي محاكاة باستخدام برنامج FRANEC من مرصد تيرامو الفلكي.
• ليوس أوندرا: أول مخطط هيرتزسبرونج-راسل
• من هو أول من نشر مخطط هيرتزسبرونج-راسل؟ هيرتزسبرونج أو راسل؟ الجواب: لا! أرشفة 2021-05-15 في آلة Wayback.