Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга — Рессела, Расселла, или просто диаграмма Г-Р или диаграмма цвет — звёздная величина, спектр — светимость) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звёзды на этой диаграмме располагаются не случайно, а 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 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.[1]

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.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Виды диаграммы[править | править вики-текст]

HR-diag-no-text-2.svg

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

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). Субкарлики — это старые, маломассивные, бедные тяжёлыми элементами звёзды, составляющие сферическую компоненту звёздного населения Галактики. По современным воззрениям, они реликты времён самого начала звёздообразования, дожившие до наших дней благодаря малой массе: продолжительность их эволюции превышает время существования Вселенной. Более массивные «звёзды-пионеры» давно уже взорвались как сверхновые и обогатили вещество Вселенной тяжёлыми элементами.

См. также[править | править вики-текст]

Примечания[править | править вики-текст]

  1. Справочник любителя астрономии. — 4-е изд. 1971. — Едиториал УРСС. — С. 131-132. — ISBN 5-8360-0303-3.