ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА-РАССЕЛА

Огромное разнообразие размеров, температур и яркостей звезд можно отобразить графически на так называемой диаграмме Герцшпрунга — Рассела (Г — Р), на которой зависящие от температуры спектральные классы (или цвета) нанесены как функции абсолютной звездной величины, являющейся мерой светимости.

Особый интерес представляют исключительно яркие звезды, которые лежат выше главной последовательности, и находящиеся под ней необычайно слабые звезды. Светимости таких гигантских звезд, как Капелла, Альдебаран и Арктур, в сотни раз превышают светимость Солнца. Эти звезды встречаются^во всех классах от G до М, а их представителей можно найти в спектральных классах R, N и S. Между звездами-гигантами

Рис. 54. Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для звезд в окрестностях Солнца.

Визуальная абсолютная звездная величина (правая вертикальная шкала) или визуальная Светимость (левая шкала) нанесены в функции спектрального класса.

и главной последовательностью существует так называемый пробел Герцшпрунга. Редко разбросанные в верхней части диаграммы звезды, превосходящие по яркости Солнце в 300— 100 000 раз, это уже сверхгиганты. Примерами сверхгигантов служат самые яркие звезды в созвездии Ориона — Бетельгейзе и Ригель, а также Денеб, Канопус и 0 Центавра.

Противоположной крайностью являются тусклые беловатые звезды, находящиеся намного ниже главной последовательности.

Это так называемые белые карлики. Выделены и другие группы звезд. Между гигантами и звездами классов F, G и К главной последовательности находится довольно многочисленная группа звезд, называемых субгигантами. Объекты этого типа часто являются членами затменных двойных систем.

Весьма знаменательно, что определенные области на диаграмме являются зонами избегания. Например, существует большой пробел между главной последовательностью и белыми карликами. Пунктирная линия подобластью гигантов окаймляет зону, в которой не обнаружено ни одной звезды.

Следует отметить еще один дополнительный факт. Построенная обычным способом диаграмма Г — Р представляет собой несколько «субъективную» картину. Большинство звезд, видимых невооруженным глазом в ясную темную ночь, ярче Солнца, и тем не менее подавляющее большинство звезд в объеме, скажем, миллион кубических световых лет в окрестностях Солнца по своему блеску слабее Солнца. Подобные Ригелю сверхгиганты заметны и на расстоянии порядка 1000 световых лет, но ни одна звезда-карлик класса М недоступна невооруженному глазу. Таким образом, более яркий край главной последовательности населен слабо, но по мере продвижения вправо вниз число звезд неуклонно растет до красных карликов класса ЛТ Преобладающее число звезд относится к главной последовательности. Следующая по количеству звезд группа — белые карлики. Затем идут субгиганты и гиганты. Наиболее редко среди звезд встречаются одинокие сверхгиганты, украшающие своим блеском гигантскую территорию нашей галактической системы.

Диаграмму Г — Р можно также построить для различных областей Галактики, для звездных скоплений или других групп. Находящиеся в ближайших окрестностях Солнца галактические звездные скопления, например h и % Персея и Плеяды, шаровые звездные скопления М92 и 47 Тукана, центральное ядро Галактики и богатые звездные поля в Магеллановых Облаках, — все они дают диаграммы Г — Р, в существенных деталях отличающиеся друг от друга, и эти различия дают своего рода ключи к истории звезд и звездных систем. Построение диаграмм Г — Р и. их интерпретация занимают центральное место в современной звездной астрономии. Теперь же нам предстоит рассмотреть более подробно вопрос о размерах, температурах и массах звезд и попытаться оценить роль химического состава.