رشته نگاري ستاره ها
نويسنده: رابرت وندربي
ترجمه: حامد مرتضوي
ترجمه: حامد مرتضوي
منجمان آماتور مي توانند با استفاده از تصاوير ديجيتال خوشه هاي كروي نمودار H-R خوشه را رسم كنند.
نمودار H-R يكي از بزرگ ترين دستاوردهاي نجوم نوين است. اخترشناسان با به نقشه درآوردن ستاره ها بر اساس دما (يا رنگ) و درخشندگي آن ها به الگوهايي دست مي يابند كه در رازگشايي تحول ستاره ها كمك شان مي كند.
به آساني ممكن است فراموش كنيم كه تا صد سال پيش كسي از فرايند توليد نور در ستاره ها آگاه نبود. امروز به خوبي مي دانيم ستاره ها از هم جوشي هسته اي انرژي خود را تأمين مي كنند. فشار عظيمي كه از جرم ستاره ها در مركز آن ايجاد مي شود باعث آميختن دو هسته ي هيدروژن و تبديل آن ها به يك هسته ي هليوم مي شود؛ بنابراين از مقدار كمي ماده انرژي بسياري توليد مي شود. بفرماييد، نور ستاره ها آماده است!
روشنايي و رنگ بيشتر ستاره ها در دوران زندگي شان فقط به اين وابسته است كه ستاره ها در هنگام تولد چقدر هيدروژن داشته است. ستاره هايي كه از خورشيد ما خيلي پُرجرم ترند داغ و درخشان و آبي اند؛ ستاره هاي كم جرم تر، كم نورتر و سردتر و سرخ ترند. اگر نمودار پراكندگي رنگ ستاره ها را برحسب روشنايي واقعي (درخشندگي) آن ها بكشيم، بيشتر آن ها روي خطي صاف قرار مي گيرند كه به آن رشته ي اصلي مي گوييم. نخستين بار حدود صد سال پيش اينار هرتسپرونگ و هنري نوريس راسِل جداگانه چنين نموداري را خلق كرزدند كه به همين سبب امروز به نمودار هرتسپرونگ- راسل (نمودار H-R) معروف است.
تدوين نمودار H-R به دستاوردهاي تاريخي تبديل شد تا به كمك آن دانشمندان راز تحول ستاره ها را بگشايند. اما دشواري هاي آن زمان براي اين كار، امروزه به مراتب آسان شده است. منجمان آماتور با دوربين هاي CCD و نرم افزاهاي رايگان اينترنتي مي توانند خودشان نمودار H-R خوشه هاي ستاره اي را بسازند و كار هرتسپرونگ و راسل، پيش گامان يك قرن پيش، را باز آفرينند.
براي آشكار شدن مطلب، به تازگي يك سري تصوير با نوردهي كوتاه از خوشه ي كندوي عسل (M44) گرفته ام. اين خوشه بزرگ است (95*95 دقيقه ي قوس) بنابراين پازلي دو- فريمي از آن به كمك دوربين starlight Xpress SXV-H9 CCD درست كردم. تصوير نهايي همه ي خوشه را پوشش نمي دهد ولي بخش بزرگي از كانون خوشه را در آن ثبت كردم. اين تصوير را در سه نسخه آماده كردم: نوردهي كوتاه (0/08 ثانيه)، نوردهي متوسط (8 ثانيه) و نوردهي بلند (80 ثانيه). سپس از نرم افزار رايگان SOURCE EXTRACTOR معروف به SEXtractor براي به دست آوردن رنگ و روشنايي هر ستاره در اين تصوير استفاده كردم (اين نرم افزار را مي توانيد از روي سي دي همراه اين شماره) يا از اين نشاني دريافت كنيد:
(www.astromatic.net/software/sextractor).
مانند هر تصوير زاويه باز ديگري در تصاوير من هم تعداد بسياري ستاره وجود داشت كه متعلق به M44 نبود. بيشتر آن ها ستاره هاي كم نورتري در پس زمينه اند كه رنگ شان با روشنايي ظاهري شان هم خواني ندارد و اين به علت قرار گرفتن آن ها در فاصله هاي مختلف از زمين است.
اما رشته ي اصلي فقط بخشي از داستان تحول است. وقتي ستاره پيرتر مي شود، مثلاً بعد از ميلياردها سال، همه ي سوخت هيدروژن موجود در هسته ي خود را سوزانده است. در اين زمان، كه لحظه ي شروع دوران يك ميليون ساله ي مرگ ستاره است، واكنش هاي هم جوشي ديگري به وقوع مي پيوندند. ديگر رابطه اي ميان جرم و رنگ و درخشندگي وجود ندارد. ستاره بزرگ و سرد و سرخ و تبديل به غول سرخ مي شود. ستاره هايي كه با جرم بيشتري متولد شده اند به سرعت مي سوزند و زودتر مي ميرند (فقط پس از چند صد ميليون سال!). در حالي كه ستاره هاي متولد شده با جرم كمتر هيدروژن ميلياردها سال در رشته ي اصلي مي مانند و سپس به غول سرخ تبديل مي شوند. مرحله ي پاياني مرگ ستاره نيز به جرم آن بستگي دارد. پُر جرم تر ها سرانجام با انفجار ابرنواختري به كام مرگ مي روند، در حالي كه كم جرم ترها با سوزاندن پوسته ي بيروني آهسته آهسته درخشش خود را مي بازند و ما آن ها را به صورت سحابي هاي سياره نمايي مي بينم كه سرانجام كوتوله ي سفيدي از خود به جاي مي گذارند.
كوتوله هاي سفيد با فاصله از غول هاي سرخ در نمودار H-R جاي مي گيرند. غول سرخ در سال هاي عمر خود با هم جوشي هسته ي هليوم را به هسته ي كربن تبديل مي كند. در اين مرحله ستاره به آبي مي گرايد و در نمودار H-R به طرف چپ حركت مي كند. ستاره شناسان به اين حركت «شاخه افقي» مي گويند. پس از تكرار فاز غول سرخ و از دست دادن پوسته هاي خارجي ستاره به سرعت كم فروغ و تبديل به كوتوله ي سفيد مي شود. اين مرحله ي پاياني نسبتاً با شتاب بيشتري انجام مي شود به همين علت ما ستاره هاي كمتري را در گذر از اين حالت مي بينيم.
برخي خوشه هاي كروي صدها هزار ستاره دارند. درخشان ترين ستاره هاي شان از رشته ي اصلي جدا شده و در فازهاي پاياني غول سرخ هستند. در نتيجه هرچه ستاره اي در نمودار H-R خوشه اي كروي درخشان تر باشد يعني سرخ تر و غول پيكرتر است.
نمودار H-R كه من براي خوشه ي M13 از فهرست هاي تخصصي پايگاه داده هاي در دسترس عموم vizieR در نشاني http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/vizier تشكيل داده ام، نمودار معمول خوشه هاي كروي را نشان مي دهد. پُرنورترين ستاره ها سرخ- نارنجي اند. شاخه ي غول هاي سرخ كمان باريكي را تشكيل مي دهد كه به طرف بالا و راست خم مي شود. گروه ستاره هاي نسبتاً آبي تر و روشن تر روي شاخه ي افقي قرار دارند (اگرچه در اين مورد خاص اين شاخه بيشتر عمودي به نظر مي آيد تا افقي!). ستاره هاي شاخه ي افقي سوخت هيدروژن را مستقيم به كربن تبديل مي كنند و به همين سبب در چرخه ي زيست شناسان از غول هاي سرخ جلوترند.
معمولاً شاخه ي افقي به صورت افقي به شاخه ي غول هاي سرخ متصل مي شود. ستاره هاي سفيد در اين شاخه ي ارتباطي ستاره هاي RR- شلياقني اند كه روشنايي شان در دوره هاي چند ساعته متغير است. بنابراين، آن ها جايگاه مشخصي در محور افقي نمودار ندارند؛ اين پاسخي است به اين سؤال كه چرا اين ستاره ها از داده هاي vizieR حذف شده اند.
من از خوشه هاي كروي بسياري در سال هاي گذشته تصاوير سي سي دي ثبت كرده ام. به تازگي براي آن ها نمودار H-R هم رسم كرده ام كه دو تاي آن ها را در اين مقاله آورده ام. نخستين نكته ي قابل توجه اين است كه نمودار H-R من براي خوشه ي M13 شبيه همان است كه با داده هاي VizieR رسم كردم. البته تفاوت هايي نيز ديده مي شود. در نمودار من ستاره هاي بيشتري نمايش داده شده اند. در پايگاه داده هاي VizieR كه من از آن براي رسم نمودار تخصصي H-R بهره بردم ستاره هايي كه اطراف شان پُر از ستاره هاي ديگر است حذف شده اند و به اين ترتيب به دست آوردن اطلاعات دقيق از رنگ و روشنايي آن ها دشوار است. همچنين نمودار VizieR روش معمول محاسبه ي رنگ ستاره ها را به كار مي برد كه همان تفريق قدر بصري (V) از قدر آبي (B) براي دستيابي به شاخص رنگ B-V است. شاخصي كه ويژگي استاندارد فيلترهاي B و فيلترهاي V محسوب مي شود. من اين تصاوير را با فيلترهاي قرمز (R)، سبز (G)، و آبي (B)گرفته ام. به نظر مي رسد استفاده از قدرهاي B-R به جاي B-V مناسب تر است. پس براي رنگ هر ستاره، مقدار عددي اندك متفاوتي نسبت به نمودار VizieR اختصاص دادم.
من به خوشه هاي كروي علاقه ي بسياري دارم و مايلم عكس خوشه هاي مورد علاقه ام را هر سال بگيرم. سپس مي توانم نمودارهاي H-R هر خوشه را، كه در زمان هاي مختلف گرفته ام، با يكديگر مقايسه كنم. معمولاً نمودارها بايد يكسان باشند. اما ستاره هاي RR- شلياقي متغيرند و مي توان انتظار داشت كه در زمان هاي مختلف روشنايي شان كمي متفاوت باشد (حتي اگر بين عكس هاي گرفته شده چند ساعت يا چند روز فاصله باشد).
براي نمايش ستاره هاي RR- شلياقي، به کمک برنامه ساده رسم، يک نمودار H-R هم زمان از دو عکس گرفته شده از يک خوشه در زمان هاي مختلف تهيه کردم اگر ستاره اي روشنايي يکساني در هر دو عکس داشته باشد، به آساني يک نقطه با ميانگين دو روشنايي و دو رنگ به آن اختصاص مي دهم. اما اگر روشنايي ها تفاوت چشمگيري داشته باشد هر دو نقطه را رسم و با يک خط زرد به همديگر وصل مي کنم نمونه اي از اين نمودار H-R براي M5در شکل همين صفحه نمايش داده شده است.
در اين نمودار، ستاره هاي RR -شلياقي دقيقاً همان جايي هستند كه بايد باشند؛ روي شاخه ي افقي. البته تعدادي از ستاره هاي خيلي كم نور- از قدر 18 و كم نورتر- نيز متغير به نظر مي رسند. اگرچه در اين موارد ظاهراً ناسازگاري حاصل خطا در داده هاي تصويربرداري بوده چرا كه اين ها به هر حال ستاره هاي كم نوري اند. برآورد روشنايي و رنگ من تا اين حدّ نادقيق نبوده است. سرانجام يك ستاره ي درخشان هم، البته نه از شاخه ي غول هاي سرخ، متغير به نظر مي رسد. اين احتمالاً يكي از ستاره هاي زمينه است كه شايد واقعاً متغير باشد.
اين پروژه را انجام دهيد. زيرا كه پُر از جذابيت است و به شما امكان مي دهد كه يكي از بزرگ ترين دستاوردهاي هوشمندانه ي تاريخ نجوم را بازسازي كنيد!
پيش گامان مبحث تحول ستاره ها، اينار هر تسپرونگ (چپ،1873-1967) و هنري نوريس راسل (راست، 1877-1957)- كه در دو سوي اقيانوس اطلس كار مي كردند- با تدوين نموداري كه امروزه به نام آن ها مي شناسيم درك نوين ما را از تحول ستاره ها بنيان گذاشتند.
خوشه ي جاثي يا خوشه ي M13 (چپ) خوشه اي كروي شامل صدها هزار ستاره است. سن ستاره هاي M13 بيش از 10 ميليارد سال است يعني بسيار پيرتر از ستاره هاي خوشه ي M44 هستند. همه ي ستاره هاي پر جرمابتدايي خوشه M13 مدت هاست كه مرده اند و پُرجرم ترين ستاره هاي باقي مانده ي آن به غول هاي سرخي تبديل شده اند كه ظاهر فعلي خوشه را ساخته اند. نويسنده ي مقاله دو نمودار H-R از اين خوشه رسم كرده است؛ يكي با استفاده از پايگاه داده هاي حرفه اي VizieR (راست) و ديگري با استفاده از داده هاي عكس خودش (راست-پايين). هر دو نمودار ظاهر يكساني دارند، اما در نمودار نويسنده ي مقاله ستاره هاي بسيار بيشتري مي بينيد زيرا پايگاه VizieR ستاره هاي خاصي را حذف مي كند. در ضمن در نمودار نويسنده ستاره هايي هم رسم شده اند كه در واقع متعلق به خوشه نيستند.
نمودار H-R نويسنده از خوشه ي كروي M5 تركيبي از داده هاي دو عكس است كه به فاصله ي يك سال از اين خوشه گرفته است كه يكي از آن عكس ها را در سمت چپ مي بيند. رنگ و قدر ستاره هاي خوشه، به استثناي ستاره هاي RR- شلياقي، هيچ تغييري نكرده است. براي متغيرهاي RR- شلياقي دو نقطه روي نمودار وجود دارند كه با خطي زرد به هم متصل شده اند.
نمودار H-R يكي از بزرگ ترين دستاوردهاي نجوم نوين است. اخترشناسان با به نقشه درآوردن ستاره ها بر اساس دما (يا رنگ) و درخشندگي آن ها به الگوهايي دست مي يابند كه در رازگشايي تحول ستاره ها كمك شان مي كند.
به آساني ممكن است فراموش كنيم كه تا صد سال پيش كسي از فرايند توليد نور در ستاره ها آگاه نبود. امروز به خوبي مي دانيم ستاره ها از هم جوشي هسته اي انرژي خود را تأمين مي كنند. فشار عظيمي كه از جرم ستاره ها در مركز آن ايجاد مي شود باعث آميختن دو هسته ي هيدروژن و تبديل آن ها به يك هسته ي هليوم مي شود؛ بنابراين از مقدار كمي ماده انرژي بسياري توليد مي شود. بفرماييد، نور ستاره ها آماده است!
روشنايي و رنگ بيشتر ستاره ها در دوران زندگي شان فقط به اين وابسته است كه ستاره ها در هنگام تولد چقدر هيدروژن داشته است. ستاره هايي كه از خورشيد ما خيلي پُرجرم ترند داغ و درخشان و آبي اند؛ ستاره هاي كم جرم تر، كم نورتر و سردتر و سرخ ترند. اگر نمودار پراكندگي رنگ ستاره ها را برحسب روشنايي واقعي (درخشندگي) آن ها بكشيم، بيشتر آن ها روي خطي صاف قرار مي گيرند كه به آن رشته ي اصلي مي گوييم. نخستين بار حدود صد سال پيش اينار هرتسپرونگ و هنري نوريس راسِل جداگانه چنين نموداري را خلق كرزدند كه به همين سبب امروز به نمودار هرتسپرونگ- راسل (نمودار H-R) معروف است.
تدوين نمودار H-R به دستاوردهاي تاريخي تبديل شد تا به كمك آن دانشمندان راز تحول ستاره ها را بگشايند. اما دشواري هاي آن زمان براي اين كار، امروزه به مراتب آسان شده است. منجمان آماتور با دوربين هاي CCD و نرم افزاهاي رايگان اينترنتي مي توانند خودشان نمودار H-R خوشه هاي ستاره اي را بسازند و كار هرتسپرونگ و راسل، پيش گامان يك قرن پيش، را باز آفرينند.
رنگ برحسب درخشندگي
براي آشكار شدن مطلب، به تازگي يك سري تصوير با نوردهي كوتاه از خوشه ي كندوي عسل (M44) گرفته ام. اين خوشه بزرگ است (95*95 دقيقه ي قوس) بنابراين پازلي دو- فريمي از آن به كمك دوربين starlight Xpress SXV-H9 CCD درست كردم. تصوير نهايي همه ي خوشه را پوشش نمي دهد ولي بخش بزرگي از كانون خوشه را در آن ثبت كردم. اين تصوير را در سه نسخه آماده كردم: نوردهي كوتاه (0/08 ثانيه)، نوردهي متوسط (8 ثانيه) و نوردهي بلند (80 ثانيه). سپس از نرم افزار رايگان SOURCE EXTRACTOR معروف به SEXtractor براي به دست آوردن رنگ و روشنايي هر ستاره در اين تصوير استفاده كردم (اين نرم افزار را مي توانيد از روي سي دي همراه اين شماره) يا از اين نشاني دريافت كنيد:
(www.astromatic.net/software/sextractor).
مانند هر تصوير زاويه باز ديگري در تصاوير من هم تعداد بسياري ستاره وجود داشت كه متعلق به M44 نبود. بيشتر آن ها ستاره هاي كم نورتري در پس زمينه اند كه رنگ شان با روشنايي ظاهري شان هم خواني ندارد و اين به علت قرار گرفتن آن ها در فاصله هاي مختلف از زمين است.
اما رشته ي اصلي فقط بخشي از داستان تحول است. وقتي ستاره پيرتر مي شود، مثلاً بعد از ميلياردها سال، همه ي سوخت هيدروژن موجود در هسته ي خود را سوزانده است. در اين زمان، كه لحظه ي شروع دوران يك ميليون ساله ي مرگ ستاره است، واكنش هاي هم جوشي ديگري به وقوع مي پيوندند. ديگر رابطه اي ميان جرم و رنگ و درخشندگي وجود ندارد. ستاره بزرگ و سرد و سرخ و تبديل به غول سرخ مي شود. ستاره هايي كه با جرم بيشتري متولد شده اند به سرعت مي سوزند و زودتر مي ميرند (فقط پس از چند صد ميليون سال!). در حالي كه ستاره هاي متولد شده با جرم كمتر هيدروژن ميلياردها سال در رشته ي اصلي مي مانند و سپس به غول سرخ تبديل مي شوند. مرحله ي پاياني مرگ ستاره نيز به جرم آن بستگي دارد. پُر جرم تر ها سرانجام با انفجار ابرنواختري به كام مرگ مي روند، در حالي كه كم جرم ترها با سوزاندن پوسته ي بيروني آهسته آهسته درخشش خود را مي بازند و ما آن ها را به صورت سحابي هاي سياره نمايي مي بينم كه سرانجام كوتوله ي سفيدي از خود به جاي مي گذارند.
كوتوله هاي سفيد با فاصله از غول هاي سرخ در نمودار H-R جاي مي گيرند. غول سرخ در سال هاي عمر خود با هم جوشي هسته ي هليوم را به هسته ي كربن تبديل مي كند. در اين مرحله ستاره به آبي مي گرايد و در نمودار H-R به طرف چپ حركت مي كند. ستاره شناسان به اين حركت «شاخه افقي» مي گويند. پس از تكرار فاز غول سرخ و از دست دادن پوسته هاي خارجي ستاره به سرعت كم فروغ و تبديل به كوتوله ي سفيد مي شود. اين مرحله ي پاياني نسبتاً با شتاب بيشتري انجام مي شود به همين علت ما ستاره هاي كمتري را در گذر از اين حالت مي بينيم.
خوشه ي كروي
برخي خوشه هاي كروي صدها هزار ستاره دارند. درخشان ترين ستاره هاي شان از رشته ي اصلي جدا شده و در فازهاي پاياني غول سرخ هستند. در نتيجه هرچه ستاره اي در نمودار H-R خوشه اي كروي درخشان تر باشد يعني سرخ تر و غول پيكرتر است.
نمودار H-R كه من براي خوشه ي M13 از فهرست هاي تخصصي پايگاه داده هاي در دسترس عموم vizieR در نشاني http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/vizier تشكيل داده ام، نمودار معمول خوشه هاي كروي را نشان مي دهد. پُرنورترين ستاره ها سرخ- نارنجي اند. شاخه ي غول هاي سرخ كمان باريكي را تشكيل مي دهد كه به طرف بالا و راست خم مي شود. گروه ستاره هاي نسبتاً آبي تر و روشن تر روي شاخه ي افقي قرار دارند (اگرچه در اين مورد خاص اين شاخه بيشتر عمودي به نظر مي آيد تا افقي!). ستاره هاي شاخه ي افقي سوخت هيدروژن را مستقيم به كربن تبديل مي كنند و به همين سبب در چرخه ي زيست شناسان از غول هاي سرخ جلوترند.
معمولاً شاخه ي افقي به صورت افقي به شاخه ي غول هاي سرخ متصل مي شود. ستاره هاي سفيد در اين شاخه ي ارتباطي ستاره هاي RR- شلياقني اند كه روشنايي شان در دوره هاي چند ساعته متغير است. بنابراين، آن ها جايگاه مشخصي در محور افقي نمودار ندارند؛ اين پاسخي است به اين سؤال كه چرا اين ستاره ها از داده هاي vizieR حذف شده اند.
من از خوشه هاي كروي بسياري در سال هاي گذشته تصاوير سي سي دي ثبت كرده ام. به تازگي براي آن ها نمودار H-R هم رسم كرده ام كه دو تاي آن ها را در اين مقاله آورده ام. نخستين نكته ي قابل توجه اين است كه نمودار H-R من براي خوشه ي M13 شبيه همان است كه با داده هاي VizieR رسم كردم. البته تفاوت هايي نيز ديده مي شود. در نمودار من ستاره هاي بيشتري نمايش داده شده اند. در پايگاه داده هاي VizieR كه من از آن براي رسم نمودار تخصصي H-R بهره بردم ستاره هايي كه اطراف شان پُر از ستاره هاي ديگر است حذف شده اند و به اين ترتيب به دست آوردن اطلاعات دقيق از رنگ و روشنايي آن ها دشوار است. همچنين نمودار VizieR روش معمول محاسبه ي رنگ ستاره ها را به كار مي برد كه همان تفريق قدر بصري (V) از قدر آبي (B) براي دستيابي به شاخص رنگ B-V است. شاخصي كه ويژگي استاندارد فيلترهاي B و فيلترهاي V محسوب مي شود. من اين تصاوير را با فيلترهاي قرمز (R)، سبز (G)، و آبي (B)گرفته ام. به نظر مي رسد استفاده از قدرهاي B-R به جاي B-V مناسب تر است. پس براي رنگ هر ستاره، مقدار عددي اندك متفاوتي نسبت به نمودار VizieR اختصاص دادم.
من به خوشه هاي كروي علاقه ي بسياري دارم و مايلم عكس خوشه هاي مورد علاقه ام را هر سال بگيرم. سپس مي توانم نمودارهاي H-R هر خوشه را، كه در زمان هاي مختلف گرفته ام، با يكديگر مقايسه كنم. معمولاً نمودارها بايد يكسان باشند. اما ستاره هاي RR- شلياقي متغيرند و مي توان انتظار داشت كه در زمان هاي مختلف روشنايي شان كمي متفاوت باشد (حتي اگر بين عكس هاي گرفته شده چند ساعت يا چند روز فاصله باشد).
براي نمايش ستاره هاي RR- شلياقي، به کمک برنامه ساده رسم، يک نمودار H-R هم زمان از دو عکس گرفته شده از يک خوشه در زمان هاي مختلف تهيه کردم اگر ستاره اي روشنايي يکساني در هر دو عکس داشته باشد، به آساني يک نقطه با ميانگين دو روشنايي و دو رنگ به آن اختصاص مي دهم. اما اگر روشنايي ها تفاوت چشمگيري داشته باشد هر دو نقطه را رسم و با يک خط زرد به همديگر وصل مي کنم نمونه اي از اين نمودار H-R براي M5در شکل همين صفحه نمايش داده شده است.
در اين نمودار، ستاره هاي RR -شلياقي دقيقاً همان جايي هستند كه بايد باشند؛ روي شاخه ي افقي. البته تعدادي از ستاره هاي خيلي كم نور- از قدر 18 و كم نورتر- نيز متغير به نظر مي رسند. اگرچه در اين موارد ظاهراً ناسازگاري حاصل خطا در داده هاي تصويربرداري بوده چرا كه اين ها به هر حال ستاره هاي كم نوري اند. برآورد روشنايي و رنگ من تا اين حدّ نادقيق نبوده است. سرانجام يك ستاره ي درخشان هم، البته نه از شاخه ي غول هاي سرخ، متغير به نظر مي رسد. اين احتمالاً يكي از ستاره هاي زمينه است كه شايد واقعاً متغير باشد.
اين پروژه را انجام دهيد. زيرا كه پُر از جذابيت است و به شما امكان مي دهد كه يكي از بزرگ ترين دستاوردهاي هوشمندانه ي تاريخ نجوم را بازسازي كنيد!
پيش گامان مبحث تحول ستاره ها، اينار هر تسپرونگ (چپ،1873-1967) و هنري نوريس راسل (راست، 1877-1957)- كه در دو سوي اقيانوس اطلس كار مي كردند- با تدوين نموداري كه امروزه به نام آن ها مي شناسيم درك نوين ما را از تحول ستاره ها بنيان گذاشتند.
خوشه ي جاثي يا خوشه ي M13 (چپ) خوشه اي كروي شامل صدها هزار ستاره است. سن ستاره هاي M13 بيش از 10 ميليارد سال است يعني بسيار پيرتر از ستاره هاي خوشه ي M44 هستند. همه ي ستاره هاي پر جرمابتدايي خوشه M13 مدت هاست كه مرده اند و پُرجرم ترين ستاره هاي باقي مانده ي آن به غول هاي سرخي تبديل شده اند كه ظاهر فعلي خوشه را ساخته اند. نويسنده ي مقاله دو نمودار H-R از اين خوشه رسم كرده است؛ يكي با استفاده از پايگاه داده هاي حرفه اي VizieR (راست) و ديگري با استفاده از داده هاي عكس خودش (راست-پايين). هر دو نمودار ظاهر يكساني دارند، اما در نمودار نويسنده ي مقاله ستاره هاي بسيار بيشتري مي بينيد زيرا پايگاه VizieR ستاره هاي خاصي را حذف مي كند. در ضمن در نمودار نويسنده ستاره هايي هم رسم شده اند كه در واقع متعلق به خوشه نيستند.
نمودار H-R نويسنده از خوشه ي كروي M5 تركيبي از داده هاي دو عكس است كه به فاصله ي يك سال از اين خوشه گرفته است كه يكي از آن عكس ها را در سمت چپ مي بيند. رنگ و قدر ستاره هاي خوشه، به استثناي ستاره هاي RR- شلياقي، هيچ تغييري نكرده است. براي متغيرهاي RR- شلياقي دو نقطه روي نمودار وجود دارند كه با خطي زرد به هم متصل شده اند.
