Классическая диаграмма Герцшлрунго-Рессела
Диаграмма Герцшпрунга-Рессела для шарового звездного скопления М5
Диаграммо Герцшпрунга- Рессела для очень молодого рассеянного зеездного скопления
|
Важнейшие физические характеристики звезды - температура и абсолютная звездная величина Температура напрямую связана с цветом звезды, а цвет - со спектральным типом. Абсолютная звездная величина, то есть присущий ей блеск, выражается количеством световой энергии, испускаемой звездой, и ее можно вычислить только при известном расстоянии от звезды до нас по математической формуле.
В 1913 году голландский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский Генри Норрис Рессел независимо друг от друга пришли к одной идее построить теоретический график, выявляющий связь двух звездных параметров - температуры и абсолютной звездной величины. Так появилась диаграмма, названная в честь обоих ученых: диаграмма Герцшпрунга-Рессела (Г- Р).
ПОСТРОЕНИЕ ДИАГРАММЫ. Чтобы построить диаграмму Г-Р, необходимо для начала определить некий звездный эталон. Например, можно использовать те звезды, расстояние до которых уже известно и определена их абсолютная звездная величина, пользуясь соотношением: m - М * -5 + 5 Sog (d), где m - видимая звездна" величина, М - абсолютна" звездная величина, d - расстояние. Затем необходимо определить температуру звезды. Для этого нужно знать ее спектральный тип. Сегодня этот параметр часто заменяют на другой эквивалентный, называемый показателем цвета. В современной астрофизике показатели цвета представляют собой, по сути, разницу между звездными величинами звезды в разных диапазонах спектра. Этот параметр важен, поскольку показывает количественное распределение энергии, которую звезда выделяет на разных длинах волн, а это впрямую связано с температурой поверхности светила. При построении диаграммы Г-Р используется показатель цвета, называемый В-V ("В минус V"), с помощью которого определяют разницу между звездными величинами в синей и видимой части спектра (это соответствует желтой). Эти два параметра определяют систему координат, где по абсциссе откладывается температура (или показатель цвета), а по ординате - абсолютная звездная величина. Диаграммы Г-Р выстраивают для звезд, сгруппированных в определенных зонах.
ГЛАВНАЯ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ. Большая часть звезд располагается на диаграмме Г-Р на диагональной полосе, проходящей из верхнего левого угла в нижний правый. Эта полоса названа "главной последовательностью", и звезды, располагающиеся на ней называются "звездами главной последовательности". Наше Солнце также звезда главной последовательности и находится в той ее части, которая соответствует желтым звездам. Звезды главной последовательности - это те, которые находятся в самой "спокойной" и стабильной фазе своей жизни, когда в их ядрах идет распад атомов водорода на атомы гелия. Эти фаза составляет около 90% жизни любой звезды. Именно поэтому большинство звезд принадлежит главной последовательности.
Главная последовательность несет еще и другую важную информацию. Тот факт, что она такая "прямая", свидетельствует о существовании хрупкого равновесия между силой тяготения и силой, возникающей из-за ядерных реакций в звездах. И действительно, например, у такой звезды, как наше Солнце, с температурой 5600 °С, должна быть абсолютная звездная величина, то есть присущий ей блеск, примерно +4,7, как это и видно из диаграммы Г-Р. Она не может быть ни слабее, ни ярче, поскольку иначе не сможет находиться в равновесии.
КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ, БЕЛЫЕ КАРЛИКИ. На диаграмме Г-Р вне главной последовательности существует зона красных гигантов. Это холодные звезды (приблизительно 3000°С), которые, однако, гораздо ярче звезд с такой же температурой, находящихся в главной последовательности. Однако исходя из того, что температура определяется выделяемой звездой световой энергией, как может статься, что звезды с одинаковой температурой обладают настолько разным блеском? Ответ на этот вопрос прост: те, что ярче - просто больше. Поэтому у них гораздо большая лучеиспускающая поверхность. Вот почему гигантами называют звезды, чей диаметр больше диаметра Солнца в 200 раз.
Таким же образом объясняется наличие небольшой группы звезд внизу слева на той же диаграмме. Это очень горячие белые, но неяркие звезды. Чтобы быть такими невзрачными при температуре, равной температуре больших и горячих бело-голубых звезд главной последовательности, они должны быть гораздо меньших размеров. Это белые карлики, чрезвычайно плотные и компактные звезды размерами в 100 раз меньше Солнца, с диаметром, примерно равным диаметру планеты вроде Земли.
ДИАГРАММЫ ГЕРЦШПРУНГА-РЕССЕЛА ДЛЯ ЗВЕЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ. Звезды, принадлежащие к звездным скоплениям, - это очень интересные объекты. Можно предположить, что все они находятся приблизительно на одинаковом расстоянии от нас. И поэтому розница в их блеске связана с индивидуальными особенностями, а не с удаленностью. В этом случае возможно использовать относительную звездную величину (ее и вычислить проще), а не абсолютную и построить, таким образом, диаграмму скопления, Диаграммы различных типов скоплений сильно различаются между собой. Диаграммы рассеянных звездных скоплений, таких как М8 или NGC 2264, будут немного отличаться от стандартной. Главная последовательность прослеживается, но звезды, особенно в нижней части, разбросаны. Объяснения сводятся к тому, что в этих скоплениях много молодых звезд, которым всего сотни и даже десятки миллионов лет. За столь короткое время менее крупные и яркие звезды, которые очень медленно эволюционируют, еще не успели стабилизироваться. И действительно, на диаграмме Г-Р звезды, находящиеся справа от главной последовательности, медленно передвигаются, постепенно обретая равновесие. И наоборот, на диаграмме Г-Р шаровых скоплений с множеством старых звезд трудно выделить главную последовательность, намек на нее можно обнаружить только в нижней части, где находятся самые холодные звезды. Это происходит потому, что самые горячие и яркие звезды уже прошли стабильную фазу своего существования и вышли поэтому за пределы главной последовательности, сдвинувшись вправо, в зону красных гигантов или сразу в область белых карликов. И действительно, если бы было возможным проследить за эволюцией звезды в течение всей ее жизни, то есть в течение нескольких сотен миллионов или нескольких миллиардов лет, мы бы увидели ее медленное смещение по диаграмме Г-Р в соответствии с изменением характеристик. Таким образом, эта диаграмма позволяет понять, как звезды эволюционируют на протяжении всего их существования, проходя через разные стадии, в течение которых они подвергаются изменениям, иногда очень глубоким. Можно также сказать, что различия между наблюдаемыми в небе звездами не всегда соответствуют истинному различию между ними, поскольку эти звезды находятся на различной стадии эволюции.
|
