Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (или Рессела), также встречается диаграмма Г-Р, цвет — звёздная величина или спектр — светимостьдиаграмма рассеяния, по осям которой отмечается абсолютная звёздная величина (или светимость) и спектральный класс (или температура поверхности) звезды. Звёзды на этой диаграмме не распределены равномерно, а располагаются в определённых областях. Эта диаграмма сыграла важную роль в развитии теории звёздной эволюции.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для наиболее известных звёзд

История[править | править код]

В XIX веке в Гарвардской обсерватории проводились масштабные спектроскопические исследования звёзд, которые переросли в каталог Генри Дрейпера. В этом исследовании Антония Мори разделила звёзды по наличию определённых спектральных линий в их спектрах[1], а Эйнар Герцшпрунг заметил, что некоторые классы звёзд в среднем имели меньшее собственное движение, что говорило об их большей удалённости, и, следовательно, о большей светимости. Это наводило на мысль о связи светимости и спектрального класса, о чём Герцшпрунг опубликовал статью в 1908[2], после чего он начал изучать звёздные скопления, так как в них звёзды находятся на одинаковом расстоянии от Земли. Он опубликовал диаграммы «цвет — звёздная величина» для скоплений в 1911 году[3][4].

В 1910 году Ханс Розенберг опубликовал диаграмму зависимости видимой звёздной величины от интенсивности линии кальция и двух линий серии Бальмера для звёзд скопления Плеяд[4][5][6].

В Принстонском университете, независимо от Герцшпрунга и Розенберга, примерно то же самое исследовал Генри Норрис Расселл. Он составлял подобные диаграммы, но не для отдельных скоплений, а для различных звёзд, делая поправку на их расстояние, чтобы получить абсолютную звёздную величину. Его работа была опубликована в 1913 году[7][8].

Сам термин «диаграмма Герцшпрунга — Рассела» появился на два десятилетия позже, благодаря датскому астроному Бенгту Стрёмгрену: в 1933 году он предложил называть диаграмму «спектр-светимость» в честь первых, кто её построил[9].

Виды диаграммы[править | править код]

Для этой диаграммы нет чёткого определения, какие характеристики должны отмечаться. Объединяет все такие диаграммы то, что более яркие звёзды находятся выше, чем более тусклые, а более горячие — левее, чем более холодные.

По оси Y отмечается абсолютная звёздная величина или светимость. Эти величины полностью взаимозаменяемы, то есть из светимости можно однозначно определить абсолютную звёздную величину, и наоборот. Светимость, как правило, отмечается в логарифмической шкале. Кроме того, для звёздных скоплений можно использовать видимую звёздную величину, так как все звёзды почти равноудалены от наблюдателя.

С осью X немного сложнее. На ней может быть отмечен спектральный класс звезды, её эффективная температура, или же показатель цвета, чаще всего B−V.

Если на диаграмме отмечается показатель цвета, то диаграмма иногда называется наблюдательной диаграммой Герцшпрунга — Рассела.

Если отмечается эффективная температура — то диаграмму называют теоретической диаграммой Герцшпрунга — Рассела. Её особенность заключается в том, что, во-первых, температура отмечается в логарифмической шкале, а во-вторых, слева направо температура уменьшается. Это было сделано для того, чтобы теоретические и наблюдательные диаграммы выглядели похоже.

Несмотря на то, что эти два типа похожи, для строгой связи между ними необходима функция зависимости цвета от температуры, получить которую не так-то просто: на цвет могут влиять такие вещи, как химический состав звезды или её вращение.

Спектральный класс, не являющийся числовой характеристикой, обычно отмечается лишь приблизительно, либо в дополнение к другим величинам[4][5][10].

Области диаграммы[править | править код]

Как уже говорилось, звёзды на диаграмме группируются в некоторых областях. Это связано с тем, что в течение жизни звёзды определённым образом эволюционируют и в течение жизни занимают определённые положения на диаграмме.

Большинство звёзд, по разным оценкам, до 90%, находятся на так называемой главной последовательности — на диаграмме она проходит от ярких и горячих звёзд до тусклых и холодных. Практически все звёзды оказываются на стадии главной последовательности после того, как окончательно сформируются и находятся на ней большую часть своей жизни. Именно поэтому их больше всего[11].

Следующие два класса распространены значительно меньше, но после звёзд главной последовательности они наиболее многочисленны. Красные гиганты в верхней правой части диаграммы — звёзды поздних спектральных классов с относительной высокой светимостью — то, во что превращаются звёзды главной последовательности ближе к концу жизни. Белые карлики в нижней левой части — то, что остаётся от красных гигантов после окончания их жизни и сброса оболочки[12][13].

Есть и другие классы звёзд, но они ещё менее распространены. Это, к примеру, сверхгиганты: массивные звёзды образуются редко, недолго находятся на главной последовательности и ещё меньше времени — на стадии сверхгигантов. Другим примером могут служить субкарлики: они в принципе не становятся звёздами главной последовательности ни до, ни после этой стадии из-за низкой металличности они светят на 1,52m слабее звёзд[14].

Зная спектральный класс звезды, можно оценить её абсолютную звёздную величину. И хотя для этого обычно нужно определить еще и класс светимости, он также может быть определён с помощью спектральных наблюдений[15]. Зная абсолютную и видимую звёздные величины, можно узнать расстояние до звезды[16].

Роль диаграммы в теории эволюции звёзд[править | править код]

Основная статья: Звёздная эволюция

Появление этой диаграммы навело астрономов на мысль, что она может отражать ход звёздной эволюции. Первоначально возникали гипотезы, что звёзды образуются красными гигантами, затем попадают на главную последовательность, а затем движутся вниз — предполагалось, что всё это время они излучают энергию за счёт сжатия. Однако, эта модель быстро показала свою несостоятельность: в таком случае возраст Солнца должен был составлять не более 100 миллионов лет, что входило в противоречие с данными биологов и геологов[17]. Только в 1930 году противоречие разрешилось само собой: было выяснено, что источником энергии звёзд являются термоядерные реакции.

Интересно, что подобную гипотезу — о том, что энергия выделяется из-за превращения водорода в гелий — высказывал Артур Эддингтон в 1920 году[18].

Примечания[править | править код]

  1. A.C. Maury; E.C. Pickering. Spectra of bright stars photographed with the 11-inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial (англ.) // Annals of Harvard College Observatory : journal. — 1897. — Vol. 28. — P. 1—128. — Bibcode1897AnHar..28....1M.
  2. Hertzprung, Ejnar. Über die Sterne der Unterabteilung c und ac nach der Spektralklassifikation von Antonia C. Maury (нем.) // Astronomische Nachrichten : magazin. — Wiley-VCH, 1908. — Bd. 179, Nr. 24. — S. 373—380. — doi:10.1002/asna.19081792402. — Bibcode1909AN....179..373H.
  3. Twentieth Century Physics / Brown, Laurie M.; Pais, Abraham (англ.); Pippard, A. B. (англ.). — Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics, 1995. — С. 1696. — ISBN 978-0-7503-0310-1.
  4. 1 2 3 Hertzsprung, E., 1911, Uber die Verwendung Photographischer Effektiver Wellenlaengen zur Bestimmung von Farbenaequivalenten, Publikationen des Astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam, 22. Bd., 1. Stuck = Nr.63
    Hertzsprung, E. On the Use of Photographic Effective Wavelengths for the Determination of Color Equivalents (англ.) // Publications of the Astrophysical Observatory in Potsdam : journal. — 1911. — Vol. 1, no. 63.
  5. 1 2 Rosenberg, Hans. Über den Zusammenhang von Helligkeit und Spektraltypus in den Plejaden (нем.) // Astronomische Nachrichten : magazin. — Wiley-VCH, 1910. — Bd. 186, Nr. 5. — S. 71—78. — doi:10.1002/asna.19101860503. — Bibcode1910AN....186...71R.
  6. Vandenberg, D. A.; Brogaard, K.; Leaman, R.; Casagrande, L. The Ages of 95 Globular Clusters as Determined Using an Improved Method Along with Color-Magnitude Diagram Constraints, and Their Implications for Broader Issues (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2013. — Vol. 775, no. 2. — P. 134. — doi:10.1088/0004-637X/775/2/134. — Bibcode2013ApJ...775..134V. — arXiv:1308.2257.
  7. Russell, H. N. "Giant" and "dwarf" stars (англ.) // The Observatory (англ.). — 1913. — Vol. 36. — P. 324—329. — Bibcode1913Obs....36..324R.
  8. Russell, Henry Norris. Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars (англ.) // Popular Astronomy : journal. — 1914. — Vol. 22. — P. 275—294. — Bibcode1914PA.....22..275R.
  9. Strömgren, Bengt. On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1933. — Vol. 7. — P. 222—248. — Bibcode1933ZA......7..222S.
  10. The Hertzsprung-Russell Diagram.
  11. Главная последовательность. Астронет.
  12. Prialnik, Dina. An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution (англ.). — Cambridge University Press, 2000. — ISBN 978-0-521-65937-6.
  13. Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert. Distant future of the Sun and Earth revisited (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2008. — May (vol. 386, no. 1). — P. 155—163. — doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. — Bibcode2008MNRAS.386..155S. — arXiv:0801.4031.
  14. Основные последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Астронет.
  15. Patrick Moore. The Amateur Astronomer. — Springer, 2006. — ISBN 978-1-85233-878-7.
  16. П. Г. Куликовский. Справочник любителя астрономии. — 4-е изд.. — М.: Едиториал УРСС, 1971. — С. 131—132. — 688 с. — 2030 экз. — ISBN 5-8360-0303-3.
  17. Энн Руни. История астрономии. — С. 119. — ISBN 978-5-9950-0834-7.
  18. Eddington, A. S. The Internal Constitution of the Stars (англ.) // The Scientific Monthly (англ.) : magazine. — 1920. — October (vol. 11, no. 4). — P. 297—303. — Bibcode1920SciMo..11..297E.

Ссылки[править | править код]