<<
>>

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

При изучении наблюдаемых характеристик звезд и исследовании их эволюции астрономы часто обращаются к диаграмме, впервые построенной в 1911 г. датским астрономом Эйнаром Герцшпрунгом (1873-1967), а в 1913 г.

независимо представленной в несколько иной

форме американским астрономом Генри Норрисом Расселом (1877-1957). Заметим, что фамилия Russell в разные годы транскрибировалась в русском языке по- разному: «Ресселл», «Рес- сель», «Рессел», «Расселл»...

Мы рекомендуем употреблять вариант «Рассел» как более точный.

Рассмотрим историческую диаграмму (рис. 4.28), построенную Расселом в 1913 г. По горизонтальной оси отложен спектральный

класс звезды, а по оси ординат — абсолютная звездная величина. Точки на диаграмме — это звезды, для которых уже в то время удалось определить расстояния методом тригонометрического параллакса. Рассел заметил, что большинство звезд сосредоточено в широкой полосе, пересекающей диаграмму от левого верхнего (звезды ранних спектральных классов и высокой светимости) к нижнему правому углу (поздний спектральный класс, низкая светимость). Несомненно, однако, что некоторые звезды в эту полосу не попадают.

Обратимся теперь к современной диаграмме Герцшпрунга—Рассела (рис. 4.29). Большинство звезд на ней располагаются вдоль главной последовательности, повторяющей ход замеченной Расселом полосы наибольшей концентрации звезд. Переходя от верхнего левого к нижнему правому углу диаграммы вдоль главной последовательности, мы пройдем все спектральные классы - от О до М, пятого класса светимости.

Итак, большинство звезд, в том числе и наше Солнце, принадлежат главной последовательности, иными

словами, являются карликами.

Правее и выше главной последовательности находятся другие области повышенной концентрации звезд, названные последовательностями субгигантов, гигантов и сверхгигантов. Левее и ниже главной последовательности лежат суб- карлики и белые карлики.

В наше время диаграмму Герцшпрунга—Рассела строят не только в координатах «спектральный класс — абсолютная звездная величина». Поскольку известно, что гарвардский спектральный класс почти полностью определяется температурой поверхности звезды, часто вместо него по горизонтальной оси откладывают какую-либо иную величину, тесно связанную с температурой, например показатель цвета. А нанося на диаграмму результаты теоретических расчетов, просто используют

значение эффективной температуры, даваемое математической моделью звезды. На вертикальной оси часто указывают не абсолютную звездную величину, а логарифм светимости звезды. Хотя смысл диаграммы от этого не меняется, ее внешний вид может немного трансформироваться, поскольку последовательность спектральных классов связана с температурой звезды нелинейной зависимостью.

Диаграммы Герцшпрунга—Рассела нередко строят для определенных группировок звезд, например, для звезд одного скопления, чтобы составить представление о том, какие именно звезды в него входят.

Рис. 4.29. Схематический вид диаграммы Герцшпрунга—Рассела в ее современной форме. Показаны области, занятые основными последовательностями (группами) звезд. Справа от названия последовательности приведен ее класс светимости, который обычно указывается вместе со спектральным

классом звезды.

Поскольку все звезды скопления находятся от нас примерно на одинаковом расстоянии, их относительная видимая яркость соответствует их относительной светимости.

Поэтому для звезд одного скопления диаграмму Герцшпрунга—Рассела можно строить в координатах «показатель цвета — видимая звездная величина»: внешний вид диаграммы при этом не меняется. А ведь именно он может многое рассказать об эволюции звездного скопления.

В процессе эволюции каждая звезда меняет свой размер (/?), температуру поверхности (7) и светимость (L). Из этих трех параметров только два могут меняться независимо. Скажем, по радиусу и температуре всегда можно довольно точно вычислить светимость сферической звезды (L = 4я/?2аГ4 , где а = 5,67 • 1СГ8 Вт/(м2 К4) - постоянная Стефана— Больцмана). Именно в координатах «светимость — темпера

тура» (как наиболее «наблюдаемых») построена диаграмма Герцшпрун- га—Рассела. Каждая звезда в соответствии с ее массой, возрастом, химическим составом и другими характеристиками занимает на этой диаграмме определенное место. В процессе эволюции меняются светимость и температура звезды, соответственно меняется и ее положение на диаграмме: оно перемещается вдоль определенной линии, как говорят астрономы — вдоль эволюционного трека. Обычно это непрерывная, хотя и весьма замысловатая линия (рис. 4.30). Скачки происходят редко, например при взрыве сверхновой или другом резком повороте судьбы.

Вид эволюционного трека звезды зависит от множества факторов, как внутренних (масса, химический состав, вращение, магнитное поле...), так и внешних (влияние звезды-соседки или окружающего межзвезд

ного вещества). Но особый интерес представляет зависимость от массы при прочих одинаковых параметрах. Это имеет прямое отношение к звездным скоплениям. Очевидно, что в каждом скоплении все звезды родились почти одновременно, из одинакового вещества, в одина-

Таблица 4.4

Параметры звезд главной последовательности

Масса,

м0

Радиус,

Я®

Светимость,

Lq

Температура,

К

Спектральный класс

Время

жизни

120

15,8

1 800 000

53 300

03

3 млн

60

10,6

530 000

48 200

04

4

27

8,5

140 000

38 000

07

8

16

5,7

16 000

32 000

ВО

13

8,3

4,8

2 500

17 000

ВЗ

34

5,4

3,7

750

15 000

В 5

80

3,5

2,7

130

12 500

В 8

220

2,6

2,3

63

9 500

АО

480

2,2

2,0

40

9 000

А 2

770

1,9

1,8

24

8 700

А 5

1 200

1,8

1,7

И

8100

А 7

1 400

1,6

1,5

9

7 400

F 0

2 030

1,5

1,3

6,3

7 100

F 2

2 500

1,35

1,2

4,0

6 400

F 5

3 500

1,2

1,1

2,5

6 100

F 8

5 300

1,08

1,05

1,45

5 900

G0

7 600

1,0

1,00

1,10

5 800

G 2

10 млрд

0,95

0,91

0,70

5 600

G 5

12

0,85

0,87

0,44

5 300

G 8

18

0,83

0,83

0,36

5100

КО

20

0,78

0,79

0,28

4 830

К 2

25

0,68

0,74

0,18

4 370

К 5

43

0,58

0,67

0,12

3 900

К 8

70

0,47

0,63

0,075

3 670

МО

150

0,33

0,36

0,030

3 400

М2

230

0,26

0,29

0,014

3 300

М3

500

0,2

0,21

0,005

3 200

М 4

800

новых условиях и различаются только своей исходной массой. Сразу после формирования они, в соответствии со своей массой, занимают положение на главной последовательности и начинают эволюционное движение — каждая по своему треку.

Массивные звезды высокой светимости эволюционируют быстро и первыми покидают главную последовательность. Звезды меньшей массы остаются на ней дольше.

Поэтому звездные скопления разного возраста имеют разный вид диаграммы Герцшпрунга—Рассела.

Звезды разной массы, но одинакового возраста образуют на этой диаграмме последовательности, называемые изохронами (т. е. линиями равного возраста). Их форму можно рассчитать, исходя из современной теории звездной эволюции. Сопоставляя теоретически рассчитанные изохроны с полученной из наблюдений звездного скопления диаграммой Герцшпрунга—Рассела, можно определить возраст скопления, а также исходный химический состав его звезд, который также влияет на форму изохроны. Скажем, диаграммы Герцшпрунга— Рассела рассеянных звездных скоплений заметно отличаются от аналогичных диаграмм шаровых звездных скоплений — это отражает большое различие их возраста (шаровые скопления намного старше) и химического состава (в рассеянных скоплениях звезды богаче тяжелыми элементами).

Населенность разных областей диаграммы Герцшпрунга—Рассела звездами сильно различается в любой звездной системе и может заметно варьироваться от одной системы к другой. Но всегда особенно густо населена нижняя часть главной последовательности, занятая красными карликами. Не исключено, что еще более многочисленными окажутся коричневые карлики, но их население пока слабо исследовано.

<< | >>
Источник: В. Г. Сурдин. Звёзды. 2009

Еще по теме Диаграмма Герцшпрунга-Рассела:

  1. Галактика
  2. ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА-РАССЕЛА
  3. ЦВЕТА ЗВЕЗД
  4. НЕБЕСНЫЕ СИЛОВЫЕ СТАНЦИИ
  5. ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
  6. ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ
  7. ЦЕФЕИДЫ
  8. ПРИЛОЖЕНИЕ IV. ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ И ЦВЕТА ЗВЕЗД
  9. 4.2.2. Гарвардская спектральная классификация звезд
  10. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
  11. Главная последовательность