На главной последовательности находится около 20 звезд. Практическая работа по астрономии «Заполнение диаграммы Герцшпрунга-Рассела

(варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга - Рессела , Расселла , просто диаграмма Г-Р или диаграмма цвет - звёздная величина , спектр - светимость ) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной , светимостью , спектральным классом и температурой поверхности звезды . Звёзды на этой диаграмме образуют хорошо различимые участки.

Была предложена примерно в 1910 году независимо Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США). Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции .

Диаграмма даёт возможность (хотя и не очень точно) найти абсолютную звездную величину по спектральному классу, особенно для спектральных классов O-F. Для поздних классов это осложняется необходимостью сделать выбор между гигантом и карликом, однако определённые различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор .

Около 90 % звёзд находятся на главной последовательности . Их светимость обусловлена термоядерными реакциями превращения водорода в гелий . Выделяется также несколько ветвей проэволюционировавших звёзд - гигантов , в которых происходит горение гелия и более тяжёлых элементов. В левой нижней части диаграммы находятся полностью проэволюционировавшие белые карлики .

Для наиболее известных звёзд:

Виды диаграммы

Существует несколько видов диаграммы, и их наименование не очень тщательно определено. Вначале диаграмма показывала спектральный класс звезды по горизонтальной оси и абсолютную звёздную величину по вертикальной. Спектральный тип сложно отображать на диаграмме, так как это не числовая величина, и современные версии диаграммы представляют здесь цветовой индекс B-V звёзд. Этот тип диаграммы часто называют диаграммой Герцшпрунга - Рассела или «цвет - звёздная величина», и он часто используется наблюдателями. Если звёзды находятся на близких одинаковых расстояниях (например звёзды скоплений), то диаграмма часто используется для описания скопления, и вертикальная ось становится просто звёздной величиной.

Ниже главной последовательности, начиная примерно от её середины, к правому нижнему углу тянется так называемая «последовательность (или ветвь) субкарликов» (на первой иллюстрации к статье не показана).

Звезды являются основными представителями барионного вещества Вселенной. Звезда - это массивный плазменный шар, в недрах которого происходит термоядерная реакция. На приводимой ниже диаграмме Герцшпрунга - Рассела отчетливо видно, что соотношение параметров звезд не является случайным. Это и неудивительно, ведь развитие Вселенной подчиняется определенным закономерностям (рис. 3.6).

Спектральные классы

Рис. 3.6.

На диаграмме использовано нескольких переменных. Их набор позволяет провести классификацию звезд. Светимостью звезды является полная энергия, излучаемая ею за единицу времени. Звезды-сверхгиганты обладают светимостью в 100000 раз большей, чем светимость Солнца.

Но есть звезды-карлики, которые по своей светимости уступают Солнцу в 100000 раз. Светимость звезды не зависит от расстояния до нее и определяется ее массой. Абсолютная звездная величина - это видимая звездная величина источника излучений, если бы он был на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Шкала звездных величин строится таким образом, чтобы разнице в пять единиц отвечало изменение освещенности, создаваемой звездой, в 100 раз. Освещенностью является поток энергии излучения, падающий на одну сторону площадки площадью 1 м 2 . Субъективно звездная величина воспринимается как блеск точечного или яркость протяжен-

ного объекта. В соответствии со значениями абсолютных звездных величин различают звезды различных классов светимостей, например яркие гиганты и белые карлики.

Спектральные классы звезд различаются на основании их спектров, прежде всего температур их фотосфер, т.е. излучающего слоя атмосферы светила. Что касается буквенных обозначений спектральных классов, то они были введены в силу определенных исторических обстоятельств, т.е. сами по себе они не выражают какую-либо закономерность. Для их запоминания на русском языке используются различные мнемонические правила, например такое: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Лак Л/орковь.

Ранний вариант рассматриваемой диаграммы был предложен датчанином Э. Герцшпрунгом и американцем Г. Расселом, причем независимо друг от друга, в 1910 г. В последующем она многократно уточнялась. Ее изобретение, безусловно, является одним из крупнейших достижений в астрономии.

Главную последовательность звезд образуют светила, в том числе Солнце, источником которых является синтез ядер атомов гелия из ядер атомов водорода. Указанная последовательность содержит как очень яркие и горячие звезды, так и тусклые и относительно холодные звезды, например красные карлики, масса которых составляет всего десятые доли от массы Солнца. Главная последовательность содержит около 85% всех звезд. Что касается других звезд, то история их абсолютного большинства также тесно связана с главной последовательностью. Некоторые из них, например голубые гиганты, проходят стадию эволюции, которая приводит к все той же главной последовательности. Другие являются результатом эволюции звезды, которая «покинула» главную последовательность. Таковы, например, белые карлики и значительная часть красных гигантов. С главной последовательностью никак не связана лишь судьба тех звезд, которые, например, в силу гравитационного коллапса превращаются в черную дыру. В их недрах проходили термоядерные реакции, но они не успели достичь стадии водородно-гелиевого синтеза.

Для большинства звезд главной последовательности характерна относительно простая зависимость между светимостью (L) и массой (М) (они выражаются в единицах соответственно солнечной светимости и массы):

где а в зависимости от массы звезды меняется в пределах от 2 до 4.

Формула (3.8) позволяет при известной светимости звезды вычислить ее массу.

Выводы

• Звезда представляет собой массивный плазменный шар, в недрах которого происходит термоядерная реакция.
• Диаграмма Герцшпрунга - Рассела выражает закономерное сочетание многих параметров звезд. Она позволяет осуществить классификацию звезд, а также выразить их эволюцию.
• Светимость звезд главной последовательности пропорциональна их массе.

• URL: http://dic.academic.ru/pictures/bse/gif/0257642347.gif

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Звезды, если их нанести на диаграмму в соответствии с физическими характеристиками, разделяются на четко выраженные группы, соответствующие разным стадиям их эволюции.

Звезды бывают множества типов. Есть звезды, диаметр которых в 30 раз превышает диаметр Солнца, и есть звезды размером всего лишь с большой земной город. Есть звезды настолько горячие, что основной цвет в спектре их излучения - фиолетовый, и есть звезды настолько «холодные», что даже темно-красный свет в их спектре выражен крайне тускло. В XIX веке в астрономии произошел перелом - ученые стали сходить с накатанного пути классической астрономии («Где это, и как и куда оно движется?») и переходить на рельсы астрофизики («Что это, и как оно устроено?»). Одной из первоочередных задач на этом пути стала задача хотя бы внешнего упорядочивания классификации наблюдаемых во Вселенной звезд. Это и привело к независимому созданию двумя астрофизиками диаграммы, которую сегодня принято в их честь называть диаграммой Герцшпрунга-Рассела (или, сокращенно, «диаграммы ГР»).

Диаграмма ГР - как это нередко бывает в науке - была практически одновременно разработана двумя учеными, совершенно самостоятельно работавшими на двух разных континентах. Генри Норрис Рассел- один из крупнейших американских астрономов начала XX века - долгие годы интересовался проблемой описания жизненного цикла звезд и, судя по всему, пришел к основной идее диаграммы еще в 1909 году, однако работа с ее представлением была опубликована лишь в 1913 году. Датчанин Эйнар Герцшпрунг пришел к тем же выводам, что и Рассел, несколькими годами раньше своего американского коллеги, однако опубликованы они были (в 1905-м и 1907 годах) в узкоспециализированном «Журнале научной фотографии» (Zeitschrift für Wissenschaeftliche Photographie), издающемся к тому же на немецком языке, и публикация эта поначалу попросту осталась незамеченной астрономами. Поэтому вплоть до середины 1930-х годов эту диаграмму принято было называть просто «диаграммой Рассела», пока не был обнаружен случившийся казус, после чего датчанину было воздано должное, и теперь диаграмма носит имена обоих ученых.

Диаграмма ГР представляет собой график, на котором по вертикальной оси отсчитывается светимость (интенсивность светового излучения) звезд, а по горизонтальной - наблюдаемая температура их поверхностей. Оба этих количественных показателя поддаются экспериментальному измерению при условии, что известно расстояние от Земли до соответствующей звезды. Чисто исторически сложилось так, что по горизонтальной оси х температуру поверхности звезд откладывают в обратном порядке: то есть, чем жарче звезда, тем левее она находится; это чистая условность, и я не вижу смысла в том, чтобы ее обсуждать и оспаривать. Смысл же всей диаграммы ГР заключается в том, чтобы нанести на нее как можно больше экспериментально наблюдаемых звезд (каждая из которых представлена соответствующей точкой) и по их расположению определить некие закономерности их распределения по соотношению спектра и светимости.

Выясняется, что это распределение носит отнюдь не случайный характер: по соотношению спектра со светимостью звезды делятся на три достаточно строгие категории или, как принято их называть в астрофизике, «последовательности». Из верхнего левого угла в правый нижний тянется так называемая главная последовательность. К ней относится, в частности, и наше Солнце. В верхней части главной последовательности расположены самые яркие и горячие звезды, а справа внизу - самые тусклые и, как следствие, долгоживущие.

Отдельно - правее и выше - расположена группа звезд с очень высокой светимостью, не пропорциональной их температуре, которая относительно низка - это так называемые красные звезды-гиганты и сверхгиганты. Эти огромные звезды, условно говоря, светят, но не греют. Ниже и левее главной последовательности расположены карлики - группа относительно мелких и холодных звезд. Еще раз отметим, что подавляющее большинство звезд относится к главной последовательности, и энергия в них образуется путем термоядерного синтеза гелия из водорода (см. Эволюция звезд).

На самом деле, три этих последовательности на диаграмме ГР строго соответствуют трем этапам жизненного цикла звезд. Красные гиганты и сверхгиганты в правом верхнем углу - это доживающие свой век звезды с до предела раздувшейся внешней оболочкой (через 6,5 млрд. лет такая участь постигнет и наше Солнце - его внешняя оболочка выйдет за пределы орбиты Венеры). Они излучают в пространство примерно то же количество энергии, что и звезды основного ряда, но, поскольку площадь поверхности, через которую излучается эта энергия, превосходит площадь поверхности молодой звезды на несколько порядков, сама поверхность гиганта остается относительно холодной.

Наконец, обратимся к левому нижнему углу диаграммы ГР: здесь мы видим так называемых белых карликов (см. Предел Чандрасекара). Это очень горячие звезды - но очень мелкие, размером, обычно, не больше нашей Земли. Поэтому, излучая в космос относительно немного энергии, они, по причине весьма незначительной (на фоне других звезд) площади их поверхностной оболочки, светятся в достаточно ярком спектре, поскольку она оказывается достаточно высокотемпературной.

Вообще, по диаграмме Герцшпрунца-Рассела можно проследить весь жизненный путь звезды. Сначала звезда главной последовательности (подобная Солнцу) конденсируется из газо-пылевого облака (см. Гипотеза образования звезд из туманностей) и уплотняется до создания давлений и температур, необходимых для разжигания первичной реакции термоядерного синтеза, и, соответственно появляется где-то в основной последовательности диаграммы ГР. Пока звезда горит (запасы водорода не исчерпаны), она так и остается (как сейчас Солнце) на своем месте в основной последовательности, практически не смещаясь. После того, как запасы водорода исчерпаны, звезда сначала перегревается и раздувается до размеров красного гиганта или сверхгиганта, отправляясь в правый верхний угол диаграммы, а затем остывает и сжимается до размеров белого карлика, оказываясь слева внизу.

Генри Норрис РАССЕЛ

Henry Norris Russell, 1877–1957

Американский астрофизик. Родился в Ойстер-Бэй (штат Нью-Йорк) в семье пресвитерианского священника. Учился в Принстонском университете, где сменил своего учителя К. Юнга на должностях профессора астрономии и директора местной обсерватории, которые занимал вплоть до 1947 года. Долгое время Рассел занимался исследованием связи между спектрами звезд и их светимостью с целью разобраться в том, как эволюционируют светила. В 1913 году - независимо от Герцшпрунга - построил диаграмму, связывающую спектральные характеристики и светимость звезд (которая теперь и называется диаграммой Герцшпрунга - Рассела) по результатам изучения снимков, полученных им на фотопластинках в обсерватории Принстонского университета. Увы, ученый вывел из полученной диаграммы ложное заключение о том, что звезды появляются на свет в виде красных гигантов и со временем вырождаются в белых карликов.

Эйнар ГЕРЦШПРУНГ

Ejnar Hertzsprung, 1873–1967

Датский астроном. Родился в местечке Фредериксборг близ Копенгагена. Учился в Копенгагенском политехническом институте, получил специальность инженера-химика. По окончании института (1898) в течение трех лет работал в Петербурге. Вернувшись на родину, начал изучать астрономию, одновременно проводил фотографические наблюдения в обсерватории Копенгагенского университета и небольшой обсерватории «Урания». Его исследования произвели впечатление на директора Потсдамской обсерватории К. Шварцшильда, который пригласил Герцшпрунга сначала в Гёттингенский университет, а затем в Потсдамскую обсерваторию (1909). С 1919 года Герцшпрунг работал в Лейденской обсерватории, в 1935 году стал ее директором. Выйдя в отставку, возвратился в Данию и продолжил исследования в обсерватории в Брорфельде. Образование фотохимика позволило ученому разработать уникальную для тех лет технологию расчета светимости звезд по их фотоизображениям. Сопоставив полученные результаты с данными о спектрах исследуемых звезд, Герцшпрунг и пришел к своей классификации звезд, согласно которой они подразделяются на гигантов, карликов и основной ряд.

Список литературы

Для подготовки данной применялись материалы сети Интернет из общего доступа

Г. Рассел установили одну из за-висимостей характеристик звёзд и представили её в виде диаграммы , носящей их имена.

На горизонтальной оси диаграммы Герцшпрунга — Рас-села (диаграмма Г—Р) откладывают температуру звезды , а на вертикальной — её светимость в солнечных единицах. Каж-дой звезде на диаграмме отвечает вполне определённая точка. Обычно говорят, что место на диаграмме занимает звезда, а не соответствующая ей точка, и при обсуждении эволюции звёзд пишут: «звезда движется по диаграмме», подразумевая при этом, что в процессе эволюции звезды из-за изменений температуры и светимости звезды меняется положение соот-ветствующей точки на диаграмме Герцшпрунга — Рассела.

Выше главной последовательности в области температур, меньших 6000 K, расположена полоса красных гигантов (светимостью 10 2 —10 3 L ☉ и радиусом 10— 60 R ☉) и красных сверхгигантов (светимостью 10 4 L ☉ и радиу-сом 200—3000 R ☉ ). Звёзды горячие (T ≈ 30 000 K) и яркие (L ≈ 10 4 L ☉) называются белыми сверхгигантами, они занима-ют верхнюю часть главной последовательности.

В левом нижнем углу (T ≈ 10 000 K, L ≈ 10 4 L ☉ и R ≈ 0,01R ☉) расположены белые карлики. Первый белый карлик был от-крыт в конце XIX в. Это был невидимый в небольшой теле-скоп спутник Сириуса — самой яркой звезды нашего неба. Он был назван белым карликом за свои малые размеры: его ди-аметр примерно равен диаметру Земли, зато масса мало отли-чается от массы Солнца . Впоследствии было открыто большое количество таких звёзд, все они получили название белых кар-ликов.

ГЕРЦШПРУНГА-РЕССЕЛА ДИАГРАММА (диаграмма Герцшпрунга-Рассела), диаграмма, представляющая зависимость между спектральными классами звёзд или показателями цвета звёзд и их абсолютными звёздными величинами. Название Герцшпрунга-Рассела диаграммы связано с именами Э. Герцшпрунга, который в 1905 году обнаружил, что звёзды разделяются на две большие группы по их радиусам: карлики и гиганты, а также впервые построил (1911) диаграмму «показатель цвета - видимая звёздная величина» для звёзд в скоплениях Плеяды и Гиады, и Г. Рессела, который построил (1913) диаграмму «спектральный класс - абсолютная звёздная величина» для звёзд в окрестностях Солнца. На Герцшпрунга-Рассела диаграмме звёзды занимают не произвольные места, а группируются в определённых участках, образуя последовательности. При теоретических расчётах в качестве параметров Герцшпрунга-Рассела диаграммы используются эффективная температура звезды и логарифм светимости. На рисунке 1 показана Герцшпрунга-Рассела диаграмма для звёзд с надёжно определёнными расстояниями от Солнца. Большинство этих звёзд находится на главной последовательности, которая простирается от наиболее горячих и ярких звёзд в левом верхнем углу диаграммы к наиболее холодным звёздам наименьшей светимости (внизу справа). На стадии главной последовательности проходит основное время жизни звезды. При образовании звезды из межзвёздного вещества она, в зависимости от её массы, попадает на так называемую начальную главную последовательность; при этом чем массивнее звезда, тем больше у неё светимость, радиус и температура. На стадии главной последовательности в ядрах звёзд происходят ядерные реакции превращения водорода в гелий (водородный цикл). Чем массивнее звезда, тем быстрее она эволюционирует, перемещаясь на Герцшпрунга-Рассела диаграмме в красную область и увеличивая светимость. Наиболее массивные звёзды становятся сверхгигантами, которые, в зависимости от светимости, разделяют на яркие, нормальные и слабые сверхгиганты. Звёзды с массой, близкой к массе Солнца, проводят на главной последовательности около 10 миллиардов лет. В ходе эволюции такие звёзды отклоняются от начальной главной последовательности вверх и вправо, образуя последовательность субгигантов. В дальнейшем, после истощения водорода в ядре, звезда за время около 2-10% от времени нахождения на главной последовательности перемещается в область гигантов, в которой находится около 10% от времени жизни на главной последовательности. На стадии гиганта светимость звезды существенно увеличивается, а температура поверхности падает. В итоге звёзды на диаграмме перемещаются в более красную область, образуя последовательность (или ветвь) красных гигантов. Эволюция звёзд после стадии красного гиганта связана с ядерной реакцией, при которой гелий в ядре звезды превращается в углерод, кислород и азот (углеродно-азотный цикл). При некоторых условиях их светимость превосходит светимость нормальных гигантов; их называют яркими гигантами. После истощения гелия в ядре массивные звёзды заканчивают эволюцию вспышкой сверхновой, переходя в состояние нейтронной звезды или чёрной дыры. Звёзды с массой менее 1,3 массы Солнца становятся белыми карликами; их звёздные величины примерно на 10 звёздных величин слабее, чем у звёзд главной последовательности с той же температурой. Подавляющее большинство звёзд в окрестностях Солнца имеет сходные с Солнцем химический состав и кинематические характеристики. В Галактике они принадлежат к звёздам плоской составляющей.

Левее главной последовательности расположена последовательность субкарликов. В окрестностях Солнца этих звёзд немного, но из них состоит обширное гало нашей Галактики и, по-видимому, её центральное сгущение - балдж. Субкарликами является также основное население шаровых звёздных скоплений. На рисунке 2 показана Герцшпрунга-Рассела диаграмма для типичного шарового звёздного скопления М3. Субкарлики характеризуются пониженным содержанием элементов тяжелее гелия; в результате они несколько более горячие и более голубые, что и отражается на их положении на Герцшпрунга-Рассела диаграмма Часто говорят, что такие звёзды имеют пониженную металличность. Кроме металличности, они отличаются от звёзд галактического диска существенно большей дисперсией пространственных скоростей. Их называют также звёздами сферических составляющей. Субкарлики - очень старые звёзды, их возраст сравним с возрастом Галактики; те из них, которые имели массу, превышающую массу Солнца, уже давно закончили эволюцию и превратились в белые карлики. Поэтому на Герцшпрунга-Рассела диаграмме для звёзд с низкой металличностью голубых звёзд нет. Когда в ядре звезды с пониженной металличностью истощается водород, она переходит на ветвь красных гигантов, несколько более ярких, чем звёзды с солнечным содержанием химических элементов. На следующей стадии эволюции, когда в ядре гелий превращается в углерод, звёзды с дефицитом металлов располагаются на Герцшпрунга-Рассела диаграмма на особой последовательности, называемой горизонтальной ветвью. Итогом эволюции маломассивных звёзд с дефицитом металлов также являются белые карлики.

Исследование Герцшпрунга-Рассела диаграммы - важный источник сведений об эволюции звёзд; последовательности на ней отражают разные начальные условия при образовании звёзд и разные стадии их развития.

Лит. смотри при ст. Звёзды.