герцшпрунга - ресселла диаграмма

ГЕРЦШПРУНГА - РЕССЕЛЛА ДИАГРАММА - графич. изображение зависимости абс. звёздная величина - спектральный класс звёзд. Вместо спектрального класса в качестве координаты на графике могут использоваться показатель цвета или эффективная температура звезды, а вместо абс. звёздной величины - светимость звезды. Спектральный класс и показатель цвета определяются в основном темп-рой звезды. Следовательно, положение звезды на Г.-P. д. характеризует соотношение между её важнейшими наблюдаемыми параметрами - темп-рой и светимостью. Это соотношение зависит от хим. состава, массы и возраста звёзд, поэтому исследование Г.-P. д. является важнейшим источником сведений об эволюции звёзд.

Рис. 1. Положение на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла стационарных звёзд, расстояния до которых известны.

Назв. Г.- P. д. связано с именами Э. Герцшпрунга (E. Hertzsprung), к-рый в 1905-07 построил первую диаграмму видимая звёздная величина - показатель цвета для звёзд в скоплениях Плеяды и Гиады, и Г. Ресселла (H. Russell), к-рый в 1914 опубликовал первую диаграмму спектральный класс - абс. звёздная величина.

На рис. 1 и 2 приведены Г.- P. д. для звёзд с известными расстояниями до них и спектральными классами. Абс. большинство звёзд находится в пределах полосы, пересекающей диаграмму по диагонали. Эту полосу наз. главной последовательностью (ГП) или последовательностью нормальных карликов. Вторая по населённости область - красных гигантов и сверхгигантов, светимости и радиусы к-рых на неск. порядков превосходят светимости и радиусы звёзд ГП тех же спектральных классов. В верх. части диаграммы с ГП смыкается область немногочисл. сверхгигантов, к-рая пересекает всю Г.- P. д. Между ГП и ниж. частью области гигантов расположены субгиганты, а примерно на 10 звёздных величин ниже ГП - белые карлики .Примечательно существование т. н. провала Герцшпрунга - области между ГП и гигантами, в которой кол-во звёзд на неск. порядков ниже, чем в соседних областях.

Рис. 2. Положение на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла нестационарных звёзд различных типов.

Рис. 3. Эволюционные треки звёзд на стадиях, предшествующих термоядерному горению гелия (в звёздах с массой ) или углерода (при ) в ядрах звёзд; штриховая линия - главная последовательность звёзд.

Эволюция звёзд описывается на Г.- P. д. кривыми - зволюц. треками (рис. 3), зависящими в основном от массы и исходного хим. состава звезды. Населённость отд. областей Г.- P. д. определяется временем, к-рое звёзды, перемещаясь по Г.- P. д. в ходе своей эволюции, проводят в данной области, и светимостями, к-рые они при этом имеют. На ГП находятся звёзды на стадии горения водорода в ядре, к-рая занимает ок. 90% всего времени жизни звезды, а красные гиганты и сверхгиганты - это в основном звёзды на стадиях горения в их ядре гелия и последующих ядерных реакций. Продолжительность этих стадий составляет ок. 10% времени жизни звезды. При построении Г.- P. д. могут сказываться т. н. эффекты селекции. Напр., если Г.-P. д. строится для звёзд, отобранных до определ. звёздной величины, то массивные яркие сверхгиганты, видимые на больших расстояниях, представлены полнее, чем значительно более многочисленные, но очень слабые белые карлики.

Большинство пульсирующих звёзд - цефеиды ,звёзды типов RR Лиры, Щита, RV Тельца, W Девы, переменность к-рых обусловлена одним и тем же механизмом (см. Пульсации звёзд ),на Г.- P. д. расположены в очень узкой "полосе нестабильности" (рис. 1).

Рис. 4. Диаграмма показатель цвета - абсолютная звездная величина звёзд нескольких рассеянных звездных скоплений и одного шарового скопления (МЗ). Точка, где звёзды скопления сворачивают с главной последовательности, указывает возраст звёзд скопления.

Важную роль играют Г.- P. д. звёздных скоплений, звёзды к-рых сформировались из вещества практически одного и того же хим. состава и имеют одинаковый возраст. При построении этих диаграмм нет необходимости знать абс. звёздные величины, можно использовать визуальные звёздные величины, т. к. все звёзды скопления находятся на практически одинаковом расстоянии от Солнца. Более того, совмещая ГП звёзд скопления со стандартной ГП, можно осуществить абс. калибровку Г.- P. д. звёзд скопления. На рис. 4 показана схематич. комбинир. Г.- P. д. нескольких типичных рассеянных звёздных скоплений и одного шарового скопления. Во всех скоплениях есть звёзды ГП, однако начинается она при разных абс. звёздных величинах. Положение точки поворота ГП и светимость ярчайших звёзд ГП характеризуют возраст скопления. Яркие массивные звёзды, находящиеся в верх. части ГП, исчерпывают свои термоядерные источники энергии быстрее звёзд малых масс и поэтому раньше покидают ГП. Отсутствие их на ГП показывает, что они либо ушли в область красных гигантов, либо закончили эволюцию, превратившись в нейтронные звёзды или белые карлики. Следовательно, чем ниже расположена точка поворота, тем больше возраст скопления. Сравнение Г.- P. д. скоплений показывает, в каком направлении изменяются темп-ры и светимости звёзд со временем, и позволяет использовать Г.- P. д. скоплений для проверки теории эволюции звёзд.

Шаровые скопления, звёзды к-рых отличаются от звёзд рассеянных скоплений в первую очередь большим возрастом и хим. составом, имеют и несколько иные Г.- P. д. Из-за меньшего обилия металлов в звёздах ГП шаровых скоплений лежат ниже ГП рассеянных скоплений. В шаровых скоплениях звёзды-гиганты более ярки, хорошо представлены субгиганты и можно выделить звёзды горизонтальной ветви между ГП и гигантами (горизонтальную ветвь образуют звёзды малых масс с малым обилием металлов на стадии истощения гелия в ядре звезды). На пересечении горизонтальной ветви с полосой нестабильности расположены пульсирующие звёзды типа RR Лиры. Г.- P. д. звёзд шаровых скоплений показывают, что это старейшие объекты Галактики, т. к. с их ГП сейчас уходят звёзды, возраст к-рых более 10¹⁰ лет.

Результаты расчётов эволюции звёзд позволяют воспроизвести все детали Г.- P. д. скоплений в зависимости от хим. состава и возраста и объяснить эволюц. статус большинства образующих их звёзд.

Лит.: Происхождение и эволюция звезд, пер. с англ., M., 1962; Mартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, 3 изд., M., 1979. Л. P. Юнгелъсон.

   <<      Предметный указатель      >>