Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (Рессела, сокращённо диаграмма Г—Р) —

, либо между другими величинами, которые тесно связаны с этими параметрами. В любом случае, в верхней части диаграммы оказываются яркие звёзды, а в нижней части — тусклые; в левой части — горячие звёзды голубого цвета, в правой — холодные и красные. В качестве синонимов основному термину также используются понятия «диаграмма спектр — светимость», «диаграмма светимость — эффективная температура» и другие, хотя, более строго, различные названия относятся к определённым вариантам диаграммы.

Точки, соответствующие звёздам, на диаграмме оказываются распределены не равномерно, а сосредоточены в нескольких областях. Такое распределение отражает особенности формирования звёзд и хода их эволюции: положение звезды на диаграмме зависит от её массы, возраста и химического состава. Наиболее «населённая» часть диаграммы — главная последовательность, проходящая из верхнего левого угла диаграммы в правый нижний: она образована звёздами, в ядрах которых происходит ядерное горение водорода. Соответствующая стадия эволюции является наиболее продолжительной, поэтому на главной последовательности находится 90% всех звёзд.

Диаграмма названа в честь Эйнара Герцшпрунга и Генри Норриса Расселла, которые впервые её построили в разных вариантах в 1911 и 1913 годах.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (также Рессела, либо сокращённо диаграмма Г—Р) —

.

По горизонтали откладывается спектральный класс, либо связанная с ним величина: температура поверхности или показатель цвета, причём звёзды ранних спектральных классов, высоких температур и голубого цвета оказываются в левой части диаграммы, а поздних спектральных классов, низких температур и красного цвета — в правой части^[2][3][4].

По вертикали откладывается абсолютная звёздная величина или светимость в логарифмическом масштабе, причём яркие звёзды располагаются в верхней части диаграммы, а тусклые — в нижней. Кроме того, при построении диаграммы Герцшпрунга — Рассела для множества звёзд, заведомо расположенных на одном расстоянии от наблюдателя, можно использовать видимую звёздную величину^[3][4][5].

Абсолютная звёздная величина звезды ${\displaystyle M}$ связана с её полной светимостью ${\displaystyle L}$. Эту связь удобно выражать в

${\displaystyle L_{\odot }=1}$ и использовать болометрическую (измеренную с учётом излучения во всех участках спектра) абсолютную звёздную величину Солнца ${\displaystyle M_{\text{bol}}^{\odot }=+4{,}7^{m}}$. Для болометрической абсолютной звёздной величины исследуемой звезды ${\displaystyle M_{\text{bol}}}$ зависимость принимает следующий вид^[6]:

${\displaystyle \lg L=-0.4(M_{\text{bol}}-M_{\text{bol}}^{\odot }).}$

Связь полной светимости и абсолютной звёздной величины в определённой фотометрической полосе ― например, звёздной величины ${\displaystyle M_{V}}$ в полосе V ― также включает в себя соответствующую болометрическую поправку ${\displaystyle {\text{BC}}_{V}}$, которая зависит от температуры звезды. Эта величина по определению равна разности болометрической звёздной величины и звёздной величины в данной фотометрической полосе: ${\displaystyle {\text{BC}}_{V}=M_{\text{bol}}-M_{V}}$. Тогда связь светимости и звёздной величины выглядит следующим образом^[6][7]:

${\displaystyle \lg L=-0.4(M_{V}+{\text{BC}}_{V}-M_{\text{bol}}^{\odot }).}$

По определению, абсолютная звёздная величина звезды равна видимой звёздной величине, которую имела бы звезда, находясь на расстоянии в 10 парсек. Тогда связь между ними выражается формулой^[8]:

${\displaystyle M=m+5-5\lg r,}$

где ${\displaystyle M}$ — абсолютная звёздная величина, ${\displaystyle m}$ — видимая, а ${\displaystyle r}$ — расстояние до звезды в парсеках^[8].

Спектр излучения звезды отчасти похож на спектр абсолютно чёрного тела, и к нему можно применить закон смещения Вина: чем выше температура абсолютно чёрного тела, тем в более коротких волнах будет максимум спектра, а излучение будет иметь более голубой показатель цвета^[9].

.

Таким образом, температура на поверхности звезды, её спектральный класс и показатель цвета оказываются взаимосвязанными[9]. Ниже приведена таблица, показывающая связь между спектральным классом, эффективной температурой и показателем цвета B−V для звёзд главной последовательности^[10].

Связь между спектральным классом, эффективной температурой и показателем цвета B−V^[10]:

Спектральный класс	Эффективная температура, K	Показатель цвета B−V, m
O5	40000	−0,35
B0	28000	−0,31
B5	15500	−0,17
A0	10000	0,0
A5	8500	0,16
F0	7400	0,30
F5	6600	0,45
G0	6600	0,57
G5	5400	0,70
K0	4700	0,84
K5	4000	1,11
M0	3600	1,39
M5	3000	1,61
M8	2660	2,00

Положение звезды на диаграмме Герцшпрунга — Рассела также отражает её размеры, поскольку эффективная температура ${\displaystyle T_{\text{eff}}}$, радиус ${\displaystyle R}$ и светимость ${\displaystyle L}$ связаны друг с другом законом Стефана — Больцмана^[11][12]:

${\displaystyle L=4\pi R^{2}\sigma T_{\text{eff}}^{4},}$

где ${\displaystyle \sigma }$ — постоянная Стефана — Больцмана^[11]. Таким образом, радиус звезды выражается через температуру и светимость следующим образом^[13]:

${\displaystyle R=R_{\odot }\left({\frac {T_{\odot }}{T_{\text{eff}}}}\right)^{2}\left({\frac {L}{L_{\odot }}}\right)^{1/2},}$

где ${\displaystyle R_{\odot },~T_{\odot },~L_{\odot }}$ —

, температура и светимость Солнца соответственно. Также распространено представление логарифма радиуса через соответствующие величины и использование солнечных единиц для радиуса и светимость, то есть, ${\displaystyle R_{\odot }=1,~L_{\odot }=1}$^[13]:

${\displaystyle \lg R={\frac {1}{2}}\lg L+2\lg {\frac {T_{\odot }}{T_{\text{eff}}}}.}$

На диаграмме Герцшпрунга — Рассела звёзды распределены не равномерно, а сосредоточены в основном в нескольких областях. Такое распределение отражает особенности формирования звёзд и хода их эволюции: масса, химический состав и возраст звезды определяют её положение на диаграмме^[1][12].

На диаграмме Герцшпрунга — Рассела звёзды образуют последовательности, называемые классами светимости, наиболее заметный из которых — главная последовательность (см. ниже^[⇨]). В каждом классе светимости есть определённая зависимость между цветом и светимостью^[1][14].

Классы светимости обозначаются римскими цифрами. Ниже приведены основные классы светимости в порядке уменьшения светимости^[14][15][16]:

• I — сверхгиганты. Выделяют несколько подклассов:
  • 0, Ia-0 или Ia⁺ — ярчайшие сверхгиганты или гипергиганты;
  • Ia — яркие сверхгиганты;
  • Iab — нормальные сверхгиганты;
  • Ib — сверхгиганты низкой светимости.

Далее:

• II — яркие гиганты;
• III — гиганты;
• IV — субгиганты;
• V — звёзды главной последовательности;
• VI — субкарлики;
• VII —
  белые карлики
  .

В редких случаях выделяют класс светимости VIII, к которому принадлежат ядра планетарных туманностей, превращающиеся в белые карлики^[17]. Кроме описанных классов светимости могут также выделять и другие области на диаграмме^[18].

Абсолютное большинство звёзд — около 90 %, включая Солнце, находятся на главной последовательности — диагональной полосе, которая проходит от верхнего левого угла диаграммы к правому нижнему, то есть, от ярких и горячих звёзд спектрального класса O до холодных и тусклых звёзд класса M^{[1][11][14][19]}. Светимости звёзд на главной последовательности варьируются от 10⁻⁴ до 10⁶

.

На главной последовательности находятся звёзды, сжигающие водород в своих ядрах — это самая длительная стадия эволюции, с чем и связана населённость этой области, кроме того, за время нахождения на главной последовательности параметры звезды меняются мало. Положение звезды на ней в основном зависит от массы звезды, и, гораздо слабее — от возраста и химического состава. Чем больше масса звезды, тем больше её температура и светимость и тем выше она находится на главной последовательности. Нижняя часть главной последовательности значительно более населена, чем верхняя часть, поскольку более массивные звёзды формируются в меньшем количестве и быстрее эволюционируют, покидая главную последовательность^[1][25].

Субкарлики образуют последовательность, которая проходит вдоль главной последовательности, в спектральных классах от A до M, но ниже её приблизительно на 1,5^m[14]. Как и звёзды главной последовательности, субкарлики сжигают водород в своих ядрах, но отличаются более низким содержанием тяжёлых элементов^[26].

Гигантами называют звёзды крупных размеров, которые на диаграмме Герцшпрунга — Рассела находятся выше главной последовательности^[27]. Наиболее заметна ветвь гигантов в спектральных классах G, K, M: в этих спектральных классах звёзды чётко разделены на карлики главной последовательности и на звёзды-гиганты^[28]. Например, для звёзд-гигантов при переходе от спектрального класса G0 к классу M5 светимость в среднем возрастает от 30 до 1000 L_⊙, в то время как у звёзд главной последовательности в тех же спектральных классах светимость понижается от 1,5 до 0,01 L_⊙^[29]. Гиганты спектральных классов K и M составляют подтип, известный как красные гиганты^[30]. Субгиганты — звёзды, которые на диаграмме Герцшпрунга — Рассела занимают промежуточную область между главной последовательностью и гигантами^[31].

Звёзды попадают в область субгигантов, а затем — гигантов после того, как в ядре звезды исчерпывается водород, ядро становится полностью гелиевым, а ядерное горение водорода продолжается в слоевом источнике — основной ядерной реакцией при этом является CNO-цикл^[32]. Мощность энерговыделения увеличивается, а вместе с ней и светимость; внешние слои звезды расширяются, температура звезды при этом понижается, поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела она перемещается вверх и вправо, попадая в область красных гигантов^[33]. Границей между стадиями субгигантов и гигантов считается распространение конвективной зоны на всю оболочку звезды: на стадии субгиганта внешние слои звезды ещё не полностью конвективны^[34]. Более массивные звёзды могут становиться голубыми гигантами, когда уже сошли с главной последовательности и находятся на пути превращения в сверхгигант ― для них эта стадия эволюции аналогична стадии субгиганта для менее массивных звёзд^[35].

Гиганты проходят несколько стадий эволюции, каждой из которых соответствуют определённые области на диаграмме^[36]:

• Ветвь красных гигантов проходит в спектральных классах K и M с быстрым увеличением светимости к поздним классам, вплоть до абсолютной звёздной величины −3^m, так что на диаграмме она располагается практически вертикально. На этой стадии в ядрах звёзд не идут никакие реакции, а ядерное горение водорода проходит в оболочке вокруг ядра^[20][36].
• пульсациям, поэтому некоторые звёзды горизонтальной ветви также являются переменными типа RR Лиры^[37]
  .
• Асимптотическая ветвь гигантов проходит от горизонтальной ветви к верхней части ветви красных гигантов. Звёзды на соответствующей стадии эволюции уже исчерпали гелий в ядре и горение гелия происходит в оболочке вокруг ядер этих звёзд^[36].

Звёзды, особенно массивные, мало времени проводят в стадии субгигантов. По этой причине на диаграмме Герцшпрунга — Рассела область, где должны находиться субгиганты промежуточной и большой массы, не слишком населена, и, например, на диаграмме Герцшпрунга — Рассела для звёзд в окрестности Солнца между главной последовательностью и ветвью гигантов наблюдается промежуток, известный как пробел Герцшпрунга. В то же время, например, на диаграммах для шаровых звёздных скоплений ветвь субгигантов хорошо заметна^[34][38].

Сверхгиганты — ярчайшие из всех звёзд, светимости которых составляют от десятков тысяч до миллионов светимостей Солнца, а абсолютные звёздные величины в среднем варьируются от −4^m до −8^{m[39][40][41]}. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела эти звёзды занимают самую верхнюю часть^[14].

Массивные звёзды становятся сверхгигантами после того, как в их недрах исчерпывается водород: сгорание водорода продолжается в слоевом источнике, а в ядре начинают идти ядерные реакции с участием всё более тяжёлых элементов. Внешние слои звезды расширяются и охлаждаются, и звезда, двигаясь вправо по диаграмме, становится сверхгигантом: сначала голубым, затем красным^[40][42], однако если звезда потеряет часть массы, то она может обратно стать голубым сверхгигантом^[39].

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Диаграмма_Герцшпрунга_—_Рассела&oldid=135593258