Tähdet ovat hyvin erilaisia: pieniä ja suuria, kirkkaita ja ei kovin kirkkaita, vanhoja ja nuoria, kuumia ja kylmiä, valkoisia, sinisiä, keltaisia, punaisia ​​jne.

Hertzsprung-Russell-kaavion avulla voit ymmärtää tähtien luokituksen.

Se näyttää suhteen absoluuttisen magnitudin, valoisuuden, spektrityypin ja tähden pintalämpötilan välillä. Tämän kaavion tähdet eivät ole järjestetty satunnaisesti, vaan ne muodostavat hyvin määriteltyjä alueita.

Suurin osa tähdistä sijaitsee ns pääsekvenssi. Pääsekvenssin olemassaolo johtuu siitä, että vedyn palamisaste on ~90 % useimpien tähtien evoluutioajasta: vedyn palaminen tähden keskialueilla johtaa isotermisen heliumin ytimen muodostumiseen, siirtyminen punaiseen jättiläisvaiheeseen ja tähden poistuminen pääsarjasta. Punaisten jättiläisten suhteellisen lyhyt evoluutio johtaa niiden massasta riippuen valkoisten kääpiöiden, neutronitähtien tai mustien aukkojen muodostumiseen.

Koska tähdet ovat evoluutiokehityksensä eri vaiheissa, ne jaetaan normaaleihin tähtiin, kääpiötähtiin ja jättiläisiin tähtiin.

Normaalit tähdet ovat pääsarjan tähtiä. Aurinkomme on yksi niistä. Joskus tavallisia tähtiä, kuten Aurinkoa, kutsutaan keltaisiksi kääpiöiksi.

keltainen kääpiö

Keltainen kääpiö on eräänlainen pieni pääsarjan tähti, jonka massa on 0,8–1,2 auringon massaa ja jonka pintalämpötila on 5000–6000 K.

Keltaisen kääpiön elinikä on keskimäärin 10 miljardia vuotta.

Kun koko vetyvarasto on palanut loppuun, tähti kasvaa monta kertaa kooltaan ja muuttuu punaiseksi jättiläiseksi. Esimerkki tämäntyyppisestä tähdestä on Aldebaran.

Punainen jättiläinen heittää ulos uloimmat kaasukerrokset muodostaen planetaarisia sumuja, ja ydin romahtaa pieneksi, tiheäksi valkoiseksi kääpiöksi.

Punainen jättiläinen on suuri punertava tai oranssi tähti. Tällaisten tähtien muodostuminen on mahdollista sekä tähtien muodostumisvaiheessa että niiden olemassaolon myöhemmissä vaiheissa.

Varhaisessa vaiheessa tähti säteilee puristuksen aikana vapautuneen gravitaatioenergian vuoksi, kunnes puristuminen pysähtyy lämpöydinreaktion alkaessa.

Tähtien evoluution myöhemmissä vaiheissa, kun vety on palanut niiden sisätiloissa, tähdet laskeutuvat pääsarjasta ja siirtyvät Hertzsprung-Russell-kaavion punaisten jättiläisten ja superjättiläisten alueelle: tämä vaihe kestää noin 10 %. tähtien "aktiivisen" elämän aika, eli niiden evoluution vaiheet, joiden aikana tähtien sisällä tapahtuu nukleosynteesireaktioita.

Jättitähteen pintalämpötila on suhteellisen alhainen, noin 5000 astetta. Valtava säde, joka saavuttaa 800 aurinkoa ja niin suurien kokojen vuoksi valtava valovoima. Suurin säteily osuu spektrin punaiselle ja infrapuna-alueelle, minkä vuoksi niitä kutsutaan punaisiksi jättiläisiksi.

Suurin jättiläinen muuttuu punaisiksi superjättiläisiksi. Tähti nimeltä Betelgeuse Orionin tähdistössä on silmiinpistävin esimerkki punaisesta superjättiläisestä.

Kääpiöt ovat jättiläisten vastakohta ja voivat olla seuraavat.

Valkoinen kääpiö jää jäljelle tavallisesta tähdestä, jonka massa on enintään 1,4 auringon massaa sen jälkeen, kun se on kulkenut punaisen jättiläisen vaiheen läpi.

Vedyn puuttumisen vuoksi tällaisten tähtien ytimessä ei tapahdu lämpöydinreaktiota.

Valkoiset kääpiöt ovat erittäin tiheitä. Ne eivät ole kooltaan Maata suurempia, mutta niiden massaa voidaan verrata Auringon massaan.

Nämä ovat uskomattoman kuumia tähtiä, joiden lämpötila on 100 000 astetta tai enemmän. Ne loistavat jäljellä olevalla energiallaan, mutta ajan myötä se loppuu ja ydin jäähtyy muuttuen mustaksi kääpiöksi.

Punaiset kääpiöt ovat yleisimpiä tähtityyppisiä esineitä universumissa. Arviot niiden määrästä vaihtelevat välillä 70-90 % galaksin kaikkien tähtien määrästä. Ne ovat hyvin erilaisia ​​kuin muut tähdet.

Punaisten kääpiöiden massa ei ylitä kolmannesta auringon massasta (alempi massaraja on 0,08 aurinkoa, jota seuraavat ruskeat kääpiöt), pintalämpötila saavuttaa 3500 K. Punaisilla kääpiöillä on spektrityyppi M tai myöhäinen K. Tämän tähdet tyyppi säteilee hyvin vähän valoa, joskus 10 000 kertaa pienempiä kuin aurinko.

Alhaisen säteilynsä vuoksi mikään punaisista kääpiöistä ei ole näkyvissä maapallolta paljain silmin. Jopa aurinkoa lähinnä olevan punaisen kääpiön, Proxima Centaurin (lähin tähti kolmoisjärjestelmässä aurinkoa) ja lähimmän yksittäisen punaisen kääpiön, Barnardin tähden, näennäinen magnitudi on vastaavasti 11,09 ja 9,53. Samaan aikaan tähti, jonka magnitudi on jopa 7,72, voidaan havaita paljaalla silmällä.

Vedyn alhaisen palamisnopeuden vuoksi punaisilla kääpiöillä on erittäin pitkä elinikä - kymmenistä miljardeista kymmeniin biljooniin vuosiin (punainen kääpiö, jonka massa on 0,1 aurinkomassaa, palaa 10 biljoonaa vuotta).

Punaisissa kääpiöissä heliumia sisältävät lämpöydinreaktiot ovat mahdottomia, joten ne eivät voi muuttua punaisiksi jättiläisiksi. Ajan myötä ne kutistuvat ja kuumenevat yhä enemmän, kunnes ne käyttävät koko vetypolttoaineen.

Vähitellen teoreettisten käsitteiden mukaan ne muuttuvat sinisiksi kääpiöiksi - hypoteettiseksi tähtiluokkaksi, kun taas yksikään punaisista kääpiöistä ei ole vielä onnistunut muuttumaan siniseksi kääpiöksi ja sitten valkoisiksi kääpiöiksi, joissa on heliumydin.

Ruskea kääpiö - tähdenalaisia ​​esineitä (joiden massat ovat noin 0,01 - 0,08 auringon massaa tai vastaavasti 12,57 - 80,35 Jupiterin massaa ja joiden halkaisija on suunnilleen sama kuin Jupiterin), joiden syvyyksissä, toisin kuin pääosassa tähtien sarjassa ei tapahdu lämpöydinfuusioreaktiota vedyn muuntuessa heliumiksi.

Pääsarjan tähtien vähimmäislämpötila on noin 4000 K, ruskeiden kääpiöiden lämpötila vaihtelee välillä 300-3000 K. Ruskeat kääpiöt jäähtyvät jatkuvasti koko elämänsä ajan, kun taas mitä suurempi kääpiö on, sitä hitaammin se jäähtyy.

subruskeat kääpiöt

Subruskeat kääpiöt tai ruskeat kääpiöt ovat kylmiä muodostelmia, joiden massa on ruskean kääpiön rajan alapuolella. Niiden massa on alle noin sadasosa Auringon massasta tai vastaavasti 12,57 Jupiterin massaa, alarajaa ei ole määritelty. Niitä pidetään yleisemmin planeetoina, vaikka tiedeyhteisö ei ole vielä tehnyt lopullista johtopäätöstä siitä, mitä pidetään planeetana ja mikä on ruskea kääpiö.

musta kääpiö

Mustat kääpiöt ovat valkoisia kääpiöitä, jotka ovat jäähtyneet eivätkä siksi säteile näkyvällä alueella. Edustaa valkoisten kääpiöiden evoluution viimeistä vaihetta. Mustien kääpiöiden massoja, kuten valkoisten kääpiöiden massoja, rajoittaa ylhäältä 1,4 auringon massaa.

Kaksoistähti on kaksi gravitaatioon sitoutunutta tähteä, jotka pyörivät yhteisen massakeskuksen ympärillä.

Joskus on olemassa kolmen tai useamman tähden järjestelmiä, sellaisessa yleisessä tapauksessa järjestelmää kutsutaan monitähdeksi.

Tapauksissa, joissa tällainen tähtijärjestelmä ei ole liian kaukana Maasta, yksittäiset tähdet voidaan erottaa kaukoputken avulla. Jos etäisyys on merkittävä, on ymmärrettävä, että tähtitieteilijöiden edessä kaksoistähti on mahdollista vain epäsuorien merkkien avulla - kirkkauden vaihteluilla, jotka aiheutuvat yhden tähden säännöllisistä pimennyksistä toisen ja joidenkin muiden kanssa.

Uusi tähti

Tähdet, joiden kirkkaus lisääntyy äkillisesti 10 000 kertaa. Nova on binäärijärjestelmä, joka koostuu valkoisesta kääpiöstä ja pääsarjan kumppanitähdestä. Tällaisissa järjestelmissä tähdestä tuleva kaasu virtaa vähitellen valkoiseen kääpiöön ja räjähtää siellä ajoittain aiheuttaen valonpurkauksen.

Supernova

Supernova on tähti, joka päättää evoluutionsa katastrofaaliseen räjähdysprosessiin. Tässä tapauksessa leimahdus voi olla useita suuruusluokkia suurempi kuin uuden tähden tapauksessa. Tällainen voimakas räjähdys on seurausta tähdissä evoluution viimeisessä vaiheessa tapahtuvista prosesseista.

neutronitähti

Neutronitähdet (NS) ovat tähtimuodostelmia, joiden massa on luokkaa 1,5 Auringon massaa ja kooltaan selvästi pienempiä kuin valkoiset kääpiöt. Tyypillinen neutronitähden säde on oletettavasti luokkaa 10-20 kilometriä.

Ne koostuvat pääasiassa neutraaleista subatomisista hiukkasista - neutroneista, jotka on puristettu tiiviisti gravitaatiovoimien vaikutuksesta. Tällaisten tähtien tiheys on erittäin korkea, se on oikeassa suhteessa ja joidenkin arvioiden mukaan se voi olla useita kertoja suurempi kuin atomiytimen keskimääräinen tiheys. Yksi kuutiosenttimetri Uuden-Seelannin ainetta painaisi satoja miljoonia tonneja. Painovoima neutronitähden pinnalla on noin 100 miljardia kertaa suurempi kuin maan päällä.

Tiedemiesten mukaan galaksissamme voi olla 100 miljoonasta 1 miljardiin neutronitähteeseen, toisin sanoen noin yksi tuhannesta tavallisesta tähdestä.

Pulsarit

Pulsarit ovat kosmisia sähkömagneettisen säteilyn lähteitä, jotka tulevat Maahan jaksoittaisina purskeina (pulsseina).

Hallitsevan astrofysikaalisen mallin mukaan pulsarit ovat pyöriviä neutronitähtiä, joiden magneettikenttä on kallistettu pyörimisakseliin. Kun maa putoaa tämän säteilyn muodostamaan kartioon, on mahdollista tallentaa säteilypulssi, joka toistuu tähden kierrosjaksoa vastaavin välein. Jotkut neutronitähdet tekevät jopa 600 kierrosta sekunnissa.

kefeidi

Kefeidit ovat luokka sykkiviä muuttuvia tähtiä, joilla on melko tarkka ajanjakson ja valoisuuden välinen suhde, ja ne on nimetty Delta Cephei -tähden mukaan. Yksi tunnetuimmista kefeideistä on Pohjantähti.

Yllä oleva luettelo tärkeimmistä tähtityypeistä (tyypeistä) niiden lyhyillä ominaisuuksilla ei tietenkään tyhjennä kaikkea mahdollista universumin tähtien valikoimaa.

Hertzsprung-Russell-kaavio (HR-kaavio)

© Tieto on valtaa

Hertzsprung-Russell-kaavio

Tähden tärkeimmät fysikaaliset ominaisuudet ovat lämpötila ja absoluuttinen magnitudi. Lämpötilaindikaattorit liittyvät läheisesti tähden väriin ja absoluuttiseen tähteen suuruuteen - spektrityyppiin. Muista, että tällä hetkellä käytetyn luokituksen mukaan tähdet on spektriensä mukaan jaettu seitsemään pääspektriluokkaan, kuten jo mainittiin sivuston "Spektriluokat"-osiossa. Ne on merkitty latinalaisilla kirjaimilla O, B, A, F, G, K, M. Juuri tässä järjestyksessä tähtien lämpötila laskee useista kymmenistä tuhansista asteista luokan O (erittäin kuumat tähdet) 2000-3000 asteeseen M-luokan tähtien kohdalla..

Nuo. kirkkauden mitta, joka ilmaistaan ​​tähden lähettämän energian määränä. Se voidaan laskea teoreettisesti, kun tietää etäisyyden tähteen.

Vuonna 1913 tanskalainen tähtitieteilijä Einar Hertzsprung ja amerikkalainen Henry Norris Ressel keksivät itsenäisesti saman idean rakentaa teoreettinen kaavio, joka yhdistää kaksi pääparametria - lämpötila ja absoluuttinen tähtien suuruus. Tuloksena oli kaavio, jolle annettiin kahden tähtitieteilijän nimet - Hertzsprung-Russell-kaavio (lyhennetty HRD) tai yksinkertaisemmin G-R-kaavio. Kuten näemme myöhemmin, Hertzsprung-Russell-kaavio auttaa ymmärtämään tähtien kehitystä. Lisäksi sitä käytetään laajasti määrittämään etäisyyksiä tähtijoukkoihin.

Jokainen piste tässä kaaviossa vastaa tähteä. Tähden kirkkaus piirretään pitkin y-akselia (pystyakseli) ja sen pinnan lämpötila piirretään pitkin abskissaa (vaaka-akseli). Jos määritämme sen lämpötilan tähden värin perusteella, meillä on käytettävissämme yksi arvoista, jotka ovat välttämättömiä G-R-kaavion muodostamiseksi. Jos etäisyys tähteen tiedetään, voidaan sen näennäistä kirkkautta taivaalla käyttää valoisuuden määrittämiseen. Sitten meillä on käytössämme molemmat G-R-kaavion rakentamiseen tarvittavat suureet ja voimme laittaa tähän kaavioon tähteemme vastaavan pisteen.

Aurinko on sijoitettu kaavioon valoisuuden 1 vastapäätä, ja koska auringon pintalämpötila on 5800 astetta, se on melkein H-R-diagrammin keskellä.

Tähdet, joiden kirkkaus on suurempi kuin aurinko, sijaitsevat yllä olevassa kaaviossa. Esimerkiksi luku 1000 tarkoittaa, että tällä tasolla sijaitsevat tähdet, joiden kirkkaus on 1000 kertaa suurempi kuin Auringon kirkkaus.

Alla on tähdet, joilla on vähemmän kirkkautta, kuten Sirius B - valkoinen kääpiö Sirius-järjestelmästä. Aurinkoa kuumemmat tähdet, kuten Sirius A ja Zeta Aurigae B, kuuma tähti Zeta Aurigae- ja Spica-järjestelmästä Neitsyen tähdistössä, sijaitsevat Auringon vasemmalla puolella. Viileämmät tähdet, kuten Betelgeuse ja punainen superjättiläinen Zeta Aurigae -järjestelmästä, sijaitsevat oikealla.

Koska viileät tähdet säteilevät punaista valoa ja kuumat tähdet valkoista tai sinistä valoa, kaaviossa näkyvät punaiset tähdet oikealla ja valkoiset tai siniset tähdet vasemmalla. Kaavion yläosassa on tähdet, joilla on korkea kirkkaus, ja alareunassa - alhaisella valovoimalla.

Pääsarja

Suurin osa H-R-kaavion tähdistä sijaitsee lävistäjäjuovassa, joka kulkee vasemmasta yläkulmasta oikeaan alakulmaan. Tämä bändi on ns "pääsarja" . Siinä olevia tähtiä kutsutaan "pääsarjan tähdiksi". Aurinkomme kuuluu pääsarjan tähtiin ja sijaitsee siinä osassa sitä, joka vastaa keltaisia ​​tähtiä. Pääsarjan yläosassa ovat kirkkaimmat ja kuumimmat tähdet, ja oikeassa alakulmassa ovat himmeimmät ja sen seurauksena pitkäikäiset.

Pääsarjan tähdet ovat olemassaolonsa "rauhallisimmassa" ja vakaammassa vaiheessa, tai kuten sanotaan, elämänvaiheessa.

Heidän energiansa lähde on. Tähtien evoluutioteorian nykyaikaisten arvioiden mukaan tämä vaihe muodostaa noin 90% minkä tahansa tähden elämästä. Siksi useimmat tähdet kuuluvat pääsarjaan.

Tähtien evoluutioteorian mukaan, kun vetyvarasto tähtien sisältä loppuu, se poistuu pääsekvenssistä poikkeamalla oikealle. Tässä tapauksessa tähden lämpötila laskee aina ja koko kasvaa nopeasti. Tähden monimutkainen, yhä kiihtyvä liike kaaviota pitkin alkaa.

Punaiset jättiläiset ja valkoiset kääpiöt

Erikseen - oikealla ja pääsarjan yläpuolella on ryhmä tähtiä, joilla on erittäin korkea kirkkaus, ja tällaisten tähtien lämpötila on suhteellisen alhainen - nämä ovat ns. punaisia jättiläisiä tähtiä ja superjättiläisiä . Nämä ovat viileitä tähtiä (noin 3000 °C), jotka ovat kuitenkin paljon kirkkaampia kuin pääsarjassa saman lämpötilan tähdet. Yksi neliösenttimetri kylmän tähden pinnasta säteilee suhteellisen pienen määrän energiaa sekunnissa. Tähden suuri kokonaiskirkkaus selittyy sillä, että sen pinta-ala on suuri: tähden täytyy olla hyvin suuri. Tähtiä kutsutaan jättiläisiksi, joiden halkaisija on 200 kertaa Auringon halkaisija.

Samalla tavalla voimme tarkastella kaavion vasenta alaosaa. On kuumia tähtiä, joiden kirkkaus on alhainen. Koska neliösenttimetri kuuman kappaleen pinnasta säteilee paljon energiaa sekunnissa ja kaavion vasemmasta alakulmasta olevilla tähdillä on alhainen kirkkaus, meidän on pääteltävä, että ne ovat kooltaan pieniä. Alhaalla vasemmalla, siis sijaitsevat valkoiset kääpiöt , erittäin tiheitä ja kompakteja tähtiä, keskimäärin 100 kertaa pienempiä kuin Aurinko ja joiden halkaisija on verrannollinen planeettamme halkaisijaan. Yksi tällainen tähti on esimerkiksi Siriuksen satelliitti nimeltä Sirius B.

Hertzsprung-Russell-kaavion tähtisekvenssit hyväksytyssä ehdollisessa numeroinnissa

Hertzsprung-Russell-kaaviossa edellä tarkasteltujen sekvenssien lisäksi tähtitieteilijät erottavat itse asiassa useita muita sekvenssejä, ja pääsekvenssillä on ehdollinen numero V . Listataan ne:

Ia - sarja kirkkaita superjättiläisiä,
Ib on sarja heikkoja superjättiläisiä,
II- sarja kirkkaita jättiläisiä,
III- heikkojen jättiläisten sarja,
IV on alajättiläisten sarja,
V - pääsarja,
VI - alikääpiöiden sarja,
VII on valkoisten kääpiöiden sarja.

Tämän luokituksen mukaan aurinkomme spektrityypillä G2 on merkitty nimellä G2V .

Näin ollen jo yleisistä näkökohdista, valoisuuden ja pintalämpötilan tunteessa, voidaan arvioida tähden koko. Lämpötila kertoo, kuinka paljon energiaa yksi neliösenttimetri pintaa säteilee. Valoisuus, joka on yhtä suuri kuin energia, jonka tähti säteilee aikayksikköä kohti, antaa sinun selvittää säteilevän pinnan koon ja siten tähden säteen.

On myös tarpeen tehdä varaus, että tähdistä meille tulevan valon voimakkuuden mittaaminen ei ole niin helppoa. Maan ilmakehä ei läpäise kaikkea säteilyä. Lyhyen aallonpituuden valo, esimerkiksi spektrin ultraviolettialueella, ei tavoita meitä. On myös huomattava, että kaukaisten kohteiden näennäiset tähtien suuruudet heikkenevät paitsi Maan ilmakehän imeytymisen vuoksi, myös tähtienvälisessä avaruudessa olevien pölyhiukkasten valon absorption vuoksi. On selvää, että edes Maan ilmakehän ulkopuolella toimiva avaruusteleskooppi ei pääse eroon tästä häiritsevästä tekijästä.

Mutta ilmakehän läpi kulkevan valon voimakkuutta voidaan mitata eri tavoin. Ihmissilmä havaitsee vain osan auringon ja tähtien lähettämästä valosta. Eripituiset, eriväriset valonsäteet eivät vaikuta yhtä voimakkaasti verkkokalvoon, valokuvalevyyn tai elektroniseen fotometriin. Tähtien kirkkautta määritettäessä otetaan huomioon vain ihmissilmän havaitsema valo. Siksi mittauksissa on käytettävä instrumentteja, jotka värisuodattimien avulla simuloivat ihmissilmän väriherkkyyttä. Siksi G-R-kaavioissa todellisen kirkkauden sijaan esitetään usein kirkkaus spektrin näkyvällä alueella, jonka silmä havaitsee. Sitä kutsutaan myös visuaaliseksi kirkkaudeksi. Todellisen (bolometrisen) ja visuaalisen kirkkauden arvot voivat vaihdella melko voimakkaasti. Joten esimerkiksi tähti, jonka massa on 10 kertaa suurempi kuin aurinko, säteilee noin 10 tuhatta kertaa enemmän energiaa kuin aurinko, kun taas näkyvässä spektrissä se on vain 1000 kertaa kirkkaampi kuin aurinko. Tästä syystä tähden spektrityyppi korvataan nykyään usein toisella vastaavalla parametrilla, jota kutsutaan nimellä "väriindeksi"; tai "väriindeksi" näytetään kaavion vaaka-akselilla. Nykyaikaisessa astrofysiikassa väriindeksi on itse asiassa tähtien suuruusluokkien ero spektrin eri alueilla (on tapana mitata tähtien magnitudien eroa spektrin sinisessä ja näkyvässä osassa, ns. B-V tai B miinus V englannin sinisestä ja näkyvästä). Tämä parametri näyttää energian kvantitatiivisen jakautumisen, jonka tähti säteilee eri aallonpituuksilla, ja tämä liittyy suoraan tähden pintalämpötilaan.

G-R-kaavio annetaan yleensä seuraavina koordinaatteina:
1. Luminosity - tehollinen lämpötila.
2. Absoluuttinen suuruus - väriindeksi.
3. Absoluuttinen suuruus - spektrityyppi.

G-R-kaavion fyysinen merkitys

G-R-diagrammin fysikaalinen merkitys on, että kun siihen on piirretty kokeellisesti havaittujen tähtien maksimimäärä, on mahdollista määrittää niiden jakautumisen kuviot spektrin ja valoisuuden suhteen niiden sijainnin mukaan. Jos luminositeettien ja niiden lämpötilojen välillä ei olisi riippuvuutta, kaikki tähdet olisivat jakautuneet tasaisesti tällaisessa kaaviossa. Mutta kaavio paljastaa useita säännöllisesti jakautuneita tähtiryhmiä, joita olemme juuri tarkastelleet ja joita kutsutaan sekvensseiksi.

Hertzsprung-Russell-kaaviosta on suuri apu tutkittaessa tähtien kehitystä koko niiden olemassaolon ajan. Jos olisi mahdollista jäljittää tähden kehitystä sen elinkaaren ajan, ts. useiden satojen miljoonien tai jopa useiden miljardien vuoden aikana näkisimme sen siirtyvän hitaasti G-R-kaaviota pitkin fyysisten ominaisuuksien muutoksen mukaisesti. Tähtien liikkeitä kaaviossa niiden iästä riippuen kutsutaan evoluutiojäljiksi.

Toisin sanoen G-R-kaavio auttaa ymmärtämään, kuinka tähdet kehittyvät koko olemassaolonsa ajan. Käänteinen laskenta käyttämällä tätä kaaviota, voit laskea etäisyydet tähtiin.

Hyvät vierailijat!

Työsi on poistettu käytöstä JavaScript. Ota skriptit käyttöön selaimessa, niin näet sivuston kaikki toiminnot!

Yllä olevalla kuvalla ei ole mitään tekemistä Tšeljabinskin auton kanssa; tätä kuvaa kutsutaan Hertzsprung-Russell-kaavioksi, ja se näyttää kuvioita tähtien jakautumisessa valoisuuden ja värin mukaan (spektriluokka). Luultavasti kaikki, jotka ovat lukeneet ainakin jonkin populaaritieteellisen tähtitieteen kirjan, näkivät tämän kuvan ja muistivat, että suurin osa maailmankaikkeuden tähdistä on "pääsekvenssissä", eli ne sijaitsevat lähellä käyrää, joka kulkee vasemmasta yläkulmasta Hertzsprung-Russell-kaavion oikeaan alakulmaan. Pääsekvenssin tähdet ovat vakaita ja voivat liikkua sitä pitkin hyvin hitaasti miljardeja vuosia muuntaen vedyn hitaasti heliumiksi; kun ydinpolttoaine loppuu, tavallinen tähti poistuu pääsarjasta, muuttuu hetkeksi punaiseksi jättiläiseksi ja romahtaa sitten ikuisesti valkoiseksi kääpiöksi, joka haalistuu vähitellen.

Metafora on siis se, että voit piirtää samanlaisen kuvan startupeista, ja tulee myös ilmi, että on olemassa kapea vakauden vyöhyke - "pääsekvenssi" - ja sen takana on epävakaita tiloja. Akseleina voivat olla kassapoltto (kulutusinvestointien nopeus) ja avainmittareiden kasvuvauhti (jokaisella projektilla on tietysti omansa; tyypillisimmässä tapauksessa tämä on käyttäjien määrä).

Pääsekvenssissä - projektit, jotka pystyvät tasapainottamaan toisensa kanssa. Ihanteellinen tilanne on siisti, sujuva liike sitä pitkin: kulut kasvavat vähitellen ja kasvuvauhti kasvaa suhteessa (eli kasvuvauhti, ei itse mittarit!). Toisin sanoen sijoitetut rahat tuovat räjähdysmäistä kasvua - startup "nousee vauhtiin".
Pääsarjan alla on valtava kääpiöiden hautausmaa. Nämä projektit ovat jäätyneet, ne eivät syö rahaa tai käyttävät niistä hyvin pienen, muuttumattoman määrän (karkeasti sanottuna isännöintikulut) - mutta mittarit ovat vakaat, eivät kasva tai käytännössä eivät kasva. Ehkä joku tulee sisään, rekisteröityy, jopa alkaa käyttää sitä - mutta tämä ei johda uuteen kasvukierrokseen. (Omakohtaisen kokemuksen perusteella tämä on tietysti 9 faktaa).
Pääsarjan yläpuolella ovat keinotekoisesti puhalletut jättiläiset. Rahat palavat hyvin nopeasti (kuten helium!), mutta tämä tapahtuu väärässä paikassa tai yksinkertaisesti liian aikaisin - markkinat eivät ole vielä valmiita vastaamaan vastaavalla mittareiden nousulla. Tällaisen käynnistyksen spektrogrammissa tyypilliset piirteet näkyvät erittäin selvästi: turvonnut henkilökunta, käyttäjien orgaanisen kasvun puute (kasvu vain liikenteen ostojen kautta), heittely puolelta toiselle. Anamneesissa pääsääntöisesti "villi sijoittaja" - henkilö, joka uskoi vahvasti ideaan, mutta ei ole samalla ammatillisesti mukana startup-kehityksessä, ei osaa arvioida projektin tarpeita seuraavassa vaiheessa, ja antaa liikaa rahaa. (Ja tämä oli myös kaikki, mitä meillä oli 9 faktan kanssa).
Hyvin usein voit tarkkailla, kuinka projekti etenee täsmälleen samalla tavalla kuin tähti sen evoluutioprosessissa: pääsarjasta jättiläisiin (he päättivät virheellisesti, että he tarttuivat malliin, joka antaisi räjähdysmäisen kasvun, ja alkoivat pumpata rahaa) ja sitten kääpiöille (rahat ovat menneet). No, tässä rikkaassa metaforassa voidaan nähdä muutama hauskempi analogia.

Ja tämän metaforan tuottavuus on tämä.
1) Pääsekvenssi on hyvin kapea. Tämä on ohut polku, sitä on mahdotonta kävellä ilman hyvin selkeää ymmärrystä siitä, miten pääomasijoitusteollisuus yleensä toimii (tarkastan tilaisuutta jälleen kerran mainostaakseni , ja ), ilman erittäin selkeää keskittymistä yrityksesi olemukseen. tuotteen tunnistamatta ja hallitsematta omia keskeisiä mittareitasi. ilman kokeneita lentäjiä, ilman osallistumista, ahkeruutta, jopa fanaattisuutta. Astu vasemmalle, astu oikealle - ja palaaminen on vaikeaa, melkein mahdotonta. Jos kuitenkin kokoontuminen on tapahtunut, sinun on luovuttava kaikesta ja yritettävä palata. Tämä on metaforani hyödyllisyys startupille.
2) Jos projekti on selvästi pääsekvenssin ulkopuolella - siihen ei ole järkevää investoida, sitä ei ole järkevää harkita. Ei ole mahdollisuutta. Erityisesti ei ole järkevää harkita projektia, joka ei ole edes alkanut, mutta jonka pääparametrit alusta alkaen viittaavat poikkeamiseen pääsekvenssistä ("palkkaamme heti 30 henkilöä"). Tämä on metaforani hyöty sijoittajalle, se auttaa paljon säästämään aikaa.
3) Eikä tietenkään saa unohtaa, että yleistykset ja dogmit ovat hyödyllisiä vain, kun muistat niiden perustelut ja voit itse ymmärtää, miksi tässä nimenomaisessa tilanteessa yleistäminen ei toimi ja dogmia voidaan rikkoa.

Ja lopuksi muutama sana siitä, miltä pääsarja näyttää startupeille. (Tämä voidaan tietysti sanoa vain hyvin yleisesti, markkinat, maat jne. ovat hyvin erilaisia).
Kaikki alkaa siitä aikataulun osasta, jossa ei vielä ole käyttäjiä - ja tässä vaiheessa tiimissä ei voi olla enempää kuin 2-3 henkilöä, eikä se voi polttaa satoja tuhansia ruplaa kuukaudessa, mutta olisi parempi olla tekemättä. polttaa yhtään mitään. Prototyyppi on valmis, päähypoteesi muotoiltu, promootioyritykset aloitettu, siemenrahoitusta on kerätty - tiimissä voi olla 5-6 henkilöä, se voi käyttää parisataa tuhatta kuukaudessa, mutta asiakkaita pitää olla, jopa jos beta-testaustilassa, ja merkittävä osa rahoista ei tulisi suunnata kehittämiseen. Tuote on luotu, asiakkaat käyttävät sitä ja ovat alkaneet maksaa ensimmäiset rahat, olemme onnistuneet saamaan vakavaa rahoitusta bisnesenkeleiltä - pääasia tässä vaiheessa on pysäyttää kehityskustannusten kasvu jossain vaiheessa keskittyen liiketoimintaan kestävien mittareiden kehittäminen ja saaminen; Et voi käyttää miljoonia. Vakaa kasvu on saavutettu, ensimmäinen venture-rahoituskierros on houkuteltu - tämä ei ole syy hallitsemattomaan henkilöstöinflaatioon ja huolimattomaan rahan käsittelyyn, onnistuneet projektit kasvavat täällä 10-20 henkilöön ja pitävät kustannukset 50-100 välillä tuhat dollaria kuukaudessa. Ja niin edelleen.

Lyhyesti sanottuna kaikki on kuin avaruudessa, vain yhdellä erolla.
Siellä - 90% tähdistä on pääsarjassa, eikä meille liene liioittelua sanoa, että 90% startupeista yrittää löytää itsensä sen ulkopuolelta.
Tämän viikon haastatteluista ja pitcheistä:
- startup A on jo käyttänyt 1,5 miljoonaa dollaria kahden vuoden aikana tuotekehitykseen, ratkaisun kysyntää ei ole todistettu, käyttäjäkunta ei kasva, he yrittävät houkutella toiset 2 miljoonaa dollaria - pääasiassa jatkamaan kehitystä (ja kuka antaa ja mikä tärkeintä, millä arvioilla?)
- startup B:ltä on loppunut kaikki siemenvaiheessa kerätyt rahat, ja perustajat jatkavat sen parissa päätöiden rinnalla, samalla kun kilpailijat ovat edenneet hyvää vauhtia; aikoinaan perustajat eivät tehneet kunnollisia sijoituksia hyvällä arviolla, yrittäen olla hämärtämättä ja luottaen omiin vahvuuksiinsa, ja nyt he ovat jo samaa mieltä paljon pienemmästä arviosta, mutta ...,
- Startup B yrittää kerätä useita kymmeniä miljoonia ruplaa ideavaiheessa ja suunnittelee koottavansa noin 20 hengen tiimin prototyypin luomiseksi ja hypoteesin testaamiseksi,
... ja niin edelleen.

Julkaistu helmikuuta 17., 2013 klo 14:10 |

Osio on erittäin helppokäyttöinen. Kirjoita vain haluamasi sana ehdotettuun kenttään, ja annamme sinulle luettelon sen merkityksistä. Haluaisin huomauttaa, että sivustomme tarjoaa tietoja useista lähteistä - tietosanakirjasta, selittävistä ja sananrakennussanakirjoista. Täällä voit myös tutustua esimerkkeihin kirjoittamasi sanan käytöstä.

löytö

Mitä "pääsarja" tarkoittaa?

Ensyklopedinen sanakirja, 1998

pääsekvenssi

Hertzsprung-Russell-kaavion PÄÄJÄRJESTELMÄ on tässä kaaviossa kapea kaista, jonka sisällä valtaosa tähdistä sijaitsee. Ylittää kaavion vinosti (korkeasta matalaan valovoimaan ja lämpötiloihin). Pääsekvenssin tähdillä (erityisesti Auringolla) on sama energialähde - vetysyklin lämpöydinreaktiot. Tähdet ovat pääsarjassa noin 90 % tähtien evoluution ajasta. Tämä selittää tähtien hallitsevan keskittymisen pääsekvenssialueella.

Wikipedia

Pääsarja

Pääsarja- Hertzsprung-Russell-kaavion alue, joka sisältää tähdet, joiden energialähde on heliumin fuusion lämpöydinreaktio vedystä.

Pääsekvenssi sijaitsee Hertzsprung-Russell-kaavion diagonaalin läheisyydessä ja kulkee kaavion vasemmasta yläkulmasta (korkeat luminositeetit, varhaiset spektrityypit) kaavion oikeaan alakulmaan. Pääsarjan tähdillä on sama energialähde (vedyn "poltto", ensisijaisesti CNO-sykli), ja siksi niiden valoisuus ja lämpötila määräytyvät niiden massan mukaan:

L = M,

missä on valovoima L ja massa M mitataan auringon valoisuuden ja massan yksiköissä. Siksi pääsarjan vasemman osan alkua edustavat siniset tähdet, joiden massa on ~ 50 auringon massaa, ja oikean osan loppua edustavat punaiset kääpiöt, joiden massa on ~ 0,0767 auringon massaa.

Pääsekvenssin olemassaolo johtuu siitä, että vedyn palamisvaihe on ~90 % useimpien tähtien evoluution ajasta: vedyn palaminen tähden keskialueilla johtaa isotermisen heliumin ytimen muodostumiseen. , siirtyminen punaiseen jättiläisvaiheeseen ja tähden poistuminen pääsarjasta. Punaisten jättiläisten suhteellisen lyhyt evoluutio johtaa niiden massasta riippuen valkoisten kääpiöiden, neutronitähtien tai mustien aukkojen muodostumiseen.

Tähtijoukkojen pääsekvenssin leikkaus on osoitus niiden iästä: koska tähtien evoluutionopeus on verrannollinen niiden massaan, klustereissa on pääsekvenssin "vasen" murtumispiste korkean valoisuuden alueella ja varhaiset spektriluokat, mikä riippuu joukon iästä, koska tähdet, joiden massa ylittää tietyn joukon iän asettaman rajan, poistuivat pääsarjasta. Tähden elinikä pääsekvenssissä $\tau_(\rm MS)$ riippuen tähden alkumassasta M modernin aurinkomassan suhteen $\begin(smallmatrix)M_(\bigodot)\end(smallmatrix)$ voidaan arvioida empiirisellä kaavalla:

$$\begin(pieni matriisi) \tau_(\rm MS)\ \noin \ 6\cdot\ 10^(9) \text(years) \cdot \left[ \frac(M_(\bigodot))(M) + \ 0,14 \oikea]^(4) \end(smallmatrix)$$

Stellar Equilibrium -ongelmassa keskusteltiin, että Hertzsprung-Russell-kaaviossa (yhdistää tähtien värin ja kirkkauden) suurin osa tähdistä putoaa "vyöhykkeelle", jota yleisesti kutsutaan pääsekvenssiksi. Tähdet viettävät suurimman osan elämästään siellä. Pääsarjan tähdille on tyypillistä, että niiden pääenergian vapautuminen johtuu vedyn "palamisesta" ytimessä, toisin kuin T Tauri -tähdet tai esimerkiksi jättiläiset, joista keskustellaan jälkipuheessa.

On myös keskusteltu siitä, että eri värit (pinnan "lämpötila") ja luminositeetit (aikayksikköä kohti säteilevä energia) vastaavat eri pääsarjan tähtien massoja. Massa-alue alkaa kymmenesosista Auringon massasta (kääpiötähdille) ja ulottuu satoihin auringon massoihin (jättiläisille). Mutta massiivisuuden hinnalla on pääsekvenssin hyvin lyhyt käyttöikä: jättiläiset viettävät siihen vain miljoonia vuosia (ja jopa vähemmän), kun taas kääpiöt voivat elää pääsekvenssissä jopa kymmenen biljoonaa vuotta.

Tässä tehtävässä ymmärrämme "ensimmäisistä periaatteista alkaen" käyttämällä aikaisempien ongelmien (Stellar Equilibrium ja Photon Wandering) tuloksia, miksi pääsekvenssi on kaaviossa melkein suora viiva ja miten tähtien valoisuus ja massa liittyvät toisiinsa. sen päällä.

Päästää u on fotonien energia tilavuusyksikköä kohti (energiatiheys). Määritelmän mukaan valoisuus L on tähden pinnasta säteilevä energia aikayksikköä kohti. Suuruusjärjestyksessä \(L\sim \frac(V u)(\tau) \), jossa V- tähden tilavuus, τ - tietty ominaisaika tämän energian siirtymiselle ulkopuolelle (sama aika, jonka fotoni poistuu tähden sisältä). Volyymiksi, jälleen suuruusjärjestyksessä, voimme ottaa R 3, missä R on tähden säde. Energiansiirtoaika voidaan arvioida seuraavasti R 2 /lc, missä l on keskimääräinen vapaa polku, joka voidaan arvioida 1/ρκ (ρ on tähtiaineen tiheys, κ on opasiteettikerroin).

Tasapainotilassa fotonien energiatiheys ilmaistaan ​​Stefan-Boltzmannin lain mukaan: u = aT 4, missä a on jonkin verran jatkuvaa ja T on ominaislämpötila.

Siten, jättäen pois kaikki vakiot, saamme, että valoisuus L on verrannollinen \(\frac(T^4 R)(\rho\kappa). \)

Meillä on myös se paine P täytyy tasapainottaa painovoimalla: \(P\sim \frac(M\rho)(r).\)

Tähtien puristuminen niiden muodostumisen aikana pysähtyy, kun vedyn voimakas palaminen alkaa aivan keskellä, mikä tuottaa riittävän paineen. Se tapahtuu tietyssä lämpötilassa T, joka ei riipu mistään. Siksi tyypillinen lämpötila (itse asiassa tämä on lämpötila tähden keskustassa, ei pidä sekoittaa pinnan lämpötilaan!) on sama pääsarjan tähdille.

Tehtävä

1) Keskimassaisille tähdille (0,5< M/M ☉ < 10) давление обусловлено давлением газа P = ν RT ~ ρ T, ja opasiteetti (fotoneille) johtuu Thomsonin sironnasta vapailla elektroneilla, minkä vuoksi opasiteettikerroin on vakio: κ = konst. löytö tällaisten tähtien kirkkauden riippuvuus niiden massasta. Rate sellaisen tähden kirkkaus, joka on 10 kertaa niin massiivinen kuin aurinko (suhteessa Auringon kirkkauteen).

2) Pienimassaisille tähdille paine määräytyy edelleen kaasun paineen mukaan ja opasiteettikerroin pääosin muiden sironnan perusteella ja saadaan Kramersin likiarvosta: κ ~ ρ/ T 7/2 . Päättää sama ongelma pienimassaisille tähdille arvioimalla 10 kertaa aurinkoa kevyemmän tähden kirkkaus.

3) Massiivisilla tähdillä, joiden massat ovat suurempia kuin useita kymmeniä auringon massoja, opasiteettikerroin johtuu vain Thomsonin sironnasta (κ = konst), kun taas paine johtuu fotonien paineesta, ei kaasusta ( P ~ T 4). löytö tällaisten tähtien valoisuuden riippuvuus massasta ja korko Aurinkoa 100 kertaa massiivisemman tähden kirkkaus (ole varovainen, et voi verrata aurinkoa täällä, sinun on otettava väliaskel).

Vihje 1

Sen hyväksyminen M ~ ρ R 3, käytä valoisuuden ja paineen likimääräisiä lausekkeita sekä tiheyden ja opasiteetin lauseketta päästäksesi eroon ρ:stä. Tyypillinen lämpötila T on sama kaikkialla, kuten edellä mainittiin, joten se voidaan myös jättää pois kaikkialta.

Vihje 2

Viimeisessä kappaleessa on yksi riippuvuus aurinkomassatähdille ja toinen raskaille tähdille, joten on mahdotonta verrata heti aurinkoon. Laske sen sijaan ensin jonkin keskimassan (esimerkiksi 10 aurinkomassan) valoisuus keskimassaisten tähtien kaavalla, ja käytä sitten massiivisten tähtien kaavaa löytääksesi 100 kertaa Aurinkoa raskaamman tähden kirkkaus.

Ratkaisu

Tähdille, joissa painovoimaa vastustava paine saadaan ihanteellisen kaasun paineesta P ~ ρ T, sinä voit kirjoittaa P ~ Mρ/ R~ ρ (olettaen T vakioksi). Näin ollen sellaisille tähdille saamme sen M ~ R joita käytämme alla.

Huomaa, että tämä lauseke sanoo, että tähdellä, joka on 10 kertaa niin massiivinen kuin aurinko, on noin 10 kertaa suurempi säde.

1) Ottamalla κ ja T vakioille sekä asettamalla ρ ~ M/R 3 ja käyttämällä yllä saatua suhdetta saadaan keskimassaisille tähdille L ~ M 3. Tämä tarkoittaa, että 10 kertaa Aurinkoa massiivisempi tähti säteilee 1000 kertaa enemmän energiaa aikayksikköä kohden (säteellä, joka on vain 10 kertaa Auringon säde).

2) Toisaalta pienimassaisille tähdille, olettaen κ ~ ρ/ T 7/2 (T- edelleen vakio), meillä on L ~ M 5. Toisin sanoen tähdellä, joka on 10 kertaa vähemmän massiivinen kuin Aurinko, sen kirkkaus on 100 000 kertaa pienempi kuin Auringon (jälleen säde on alle 10 kertaa).

3) Massiivisimmille tähdille suhde M ~ R ei enää toimi. Koska paineen tuottaa fotonipaine, P ~ Mρ/ r ~ T 4 ~ konst. Tällä tavalla, M ~ R 2 ja L ~ M. On mahdotonta verrata välittömästi aurinkoon, koska aurinkomassojen tähdillä on erilainen riippuvuus. Mutta olemme jo havainneet, että 10 kertaa Aurinkoa massiivisemmalla tähdellä on 1000 kertaa suurempi kirkkaus. Voit verrata tällaiseen tähteen, se antaa tähden, että se on 100 kertaa massiivisempi kuin aurinko, se säteilee noin 10 000 kertaa enemmän energiaa aikayksikköä kohden. Kaikki tämä määrittää pääsekvenssikäyrän muodon Hertzsprung-Russell-kaaviossa (kuva 1).

Jälkisana

Harjoitetaan myös Hertzsprung-Russell-kaavion pääsekvenssikäyrän kaltevuus. Harkitse tapausta yksinkertaisuuden vuoksi L ~ M 4 - keskimmäinen vaihtoehto ratkaisussa huomioitujen kahden välillä.

Määritelmän mukaan tehollinen lämpötila (pinnan "lämpötila") on

\[ \sigma T_(\mathrm eff)^4=\frac(L)(4\pi R^2), \]

missä σ on jokin vakio. Olettaen että M ~ R(kuten yllä havaitsimme), meillä on (keskimäärin) \(L\sim T_(\rm eff)^8 \) pääsarjan tähdille. Eli Aurinkoa 10 kertaa massiivisemman (ja 1000 kertaa voimakkaammin paistavan) tähden pinnan lämpötila on 15 000 K ja tähdellä, jonka massa on 10 kertaa pienempi kuin aurinko (joka paistaa 100 000). kertaa vähemmän intensiivisesti) - noin 1500 K .

Tee yhteenveto. Pääsekvenssin tähtien sisätiloissa "kuumeneminen" tapahtuu vedyn lämpöydinpolton avulla. Tällainen palaminen on energianlähde, joka riittää biljooniksi vuosiksi kevyimmille tähdille, miljardeille vuosiksi aurinkomassaisille tähdille ja miljooniksi vuosiksi raskaimille.

Tämä energia muunnetaan kaasun kineettiseksi energiaksi ja fotonien energiaksi, jotka vuorovaikutuksessa keskenään siirtävät tämän energian pintaan ja tarjoavat myös tarpeeksi painetta vastustaakseen tähden painovoiman supistumista. (Mutta vaaleimmat tähdet ( M < 0,5M☉) ja raskas ( M > 3M☉) siirtyminen tapahtuu myös konvektion avulla.)

Jokaisessa kuvan kaaviossa. Kuvassa 3 on tähdet samasta joukosta, koska saman joukon tähdet syntyivät oletettavasti samaan aikaan. Keskimmäinen kaavio esittää Plejadijoukon tähdet. Kuten näette, tähtijoukko on vielä hyvin nuori (sen ikä on arviolta 75-150 miljoonaa n.s.), ja suurin osa tähdistä on pääsarjassa.

Vasemmassa kaaviossa näkyy juuri muodostunut (enintään 5 miljoonaa vuotta vanha) tähtijoukko, jossa suurin osa tähdistä ei ole vielä edes ”syntynyt” (jos pääjonoon pääsyä pidetään syntymänä). Nämä tähdet ovat erittäin kirkkaita, koska suurin osa niiden energiasta ei johdu lämpöydinreaktioista, vaan painovoiman supistumisesta. Itse asiassa ne edelleen supistuvat ja liikkuvat asteittain alaspäin Hertzsprung-Russell-kaaviossa (kuten nuoli osoittaa), kunnes lämpötila keskellä kohoaa tarpeeksi tehokkaan lämpöydinreaktion käynnistämiseksi. Sitten tähti on pääsarjassa (musta viiva kaaviossa) ja on siellä jonkin aikaa. On myös syytä huomata, että raskaimmat tähdet ( M > 6M☉) ovat jo syntyneet pääsekvenssissä, eli kun niitä muodostuu, lämpötila keskellä on jo tarpeeksi korkea käynnistämään vedyn lämpöydinpalamisen. Tämän vuoksi emme näe kaaviossa raskaita prototähtiä (vasemmalla).

Oikeassa kaaviossa näkyy vanha klusteri (12,7 miljardia vuotta vanha). Voidaan nähdä, että useimmat tähdet ovat jo poistuneet pääsarjasta siirtyen "ylöspäin" kaaviossa ja muuttuneet punaisiksi jättiläisiksi. Puhumme tästä yksityiskohtaisemmin, samoin kuin horisontaalisesta haarasta, toisella kerralla. Tässä on kuitenkin syytä huomata, että raskaat tähdet jättävät pääsarjan ennen muita (olemme jo todenneet, että korkeasta kirkkaudesta joudumme maksamaan lyhyellä käyttöiällä), kun taas kevyimmät tähdet (pääsarjan oikealla puolella) pysyä siinä edelleen. Jos siis klusterin "käännepiste" tunnetaan - paikka, jossa pääsekvenssi katkeaa ja jättihaara alkaa, voidaan melko tarkasti arvioida kuinka monta vuotta sitten tähdet muodostuivat, eli löytää joukon ikä. . Siksi Hertzsprung-Russell-kaavio on hyödyllinen myös hyvin nuorten ja hyvin vanhojen tähtijoukkojen tunnistamisessa.