Диаграмма герцшпрунга-расселла

Общий

История

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела была изобретена примерно в 1910 году Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Норрисом Расселом .

Герцшпрунг — датский астроном (1873 — 1967). В 1905 году ему пришла в голову идея разделить звезды одного спектрального класса на несколько классов светимости в соответствии с температурой их поверхности. По историческим причинам ось температуры ориентирована влево. Диаграмма, к которой это привело, была усовершенствована HN Russell.

Рассел — американский астроном (1877–1957), которому мы обязаны большой работой по физике звезд, которая привела его к созданию классификации звезд в соответствии с их светимостью и спектральным классом.

Определение

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела представляет либо собственную светимость в зависимости от температуры (используется теоретиками), либо абсолютную звездную величину в зависимости от показателя цвета (что непосредственно следует из фотометрических данных). Во втором случае мы также говорим о диаграмме цвет-величина.

Соглашения

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела всегда представлена ​​следующим образом:

  • яркость по оси ординат , самая яркая — вверху;
  • эффективная температура или цветовой показатель находится по оси абсцисс , самая высокая температура — слева.

Такие соглашения исходят из того факта, что первые диаграммы были диаграммами цвет-величина, которые показывали необработанные фотометрические данные наблюдений за звездным населением: величина одного фильтра в сравнении с разницей в величине с другим фильтром.

Порядок букв OBAFGKM спектрального типа по ординате может быть сохранен предложением «Oh Be A Fine Girl / Guy, Kiss Me!».

Классификация звезд

Схематическая диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Спектральная классификация звезд ясно видна на диаграмме Герцшпрунга-Рассела: почти вертикальные линии разделяют разные спектральные классы , а наклонные или почти горизонтальные линии называются классами светимости . Рисунок напротив иллюстрирует классификацию.

Главная последовательность

Бóльшая часть звёзд на диаграмме Г-Р располагается в пределах
диагональной полосы́, идущей из верхнего левого угла в нижний правый. Эта полоса́
называется «главной последовательностью». Звёзды, располагающиеся на ней, называются «звёздами главной
последовательности». Наше Солнце относится к звёздам главной последовательности и расположено в той её части, которая соответствует желтым звёздам. В верхней
части главной последовательности расположены самые яркие и горячие звёзды, а справа внизу — самые тусклые и, как следствие, долгоживущие.

Звёзды главной последовательности находятся в самой
«спокойной» и стабильной фазе своего существования, или, как принято говорить, фазе жизни.

Источником их энергии являются
термоядерные реакции синтеза гелия из водорода. По современным оценкам
теории звездной эволюции, эта фаза составляет около 90% жизни любой звезды. Именно поэтому большинство звёзд принадлежит главной последовательности.

Согласно теории звездной эволюции, когда запасы водорода в недрах звезды заканчиваются, она покидает главную последовательность, отклоняясь
вправо. При этом температура звезды всегда падает, а размер быстро возрастает. Начинается сложное, всё более ускоряющееся движение звезды по диаграмме.

Блицар, потомок нейтронной звезды

Звезды такого типа – гипотетические объекты, существование которых могло бы объяснить быстрые радиовсплески (FRB), первый из которых был обнаружен в 2011 году. Про блицары на Хабре уже писали, вкратце напомню суть этого явления.

В физике известен предел Оппенгеймера-Волкова, максимальная масса, при которой нейтронная звезда еще не превращается в черную дыру. При этом данный предел рассчитывается без учета вращения, присущего многим нейтронным звездам и унаследованного от родительской звезды. Центробежная сила, возникающая при таком вращении, не дает звезде «упасть» в черную дыру, поэтому нейтронная звезда может некоторое время существовать выше предела Оппенгеймера-Волкова. В этот период звезда генерирует сильное магнитное поле, из-за которого вокруг нее исчезает аккреционный диск. В результате при падении нейтронной звезды за горизонт событий от нее «отстреливается» не вещество, а только мощное магнитное поле, что и может быть зафиксировано как быстрый радиовсплеск.

Блицары также можно считать гипотетическими объектами, поскольку непосредственно они не зафиксированы. Такие небесные тела также называются «суронами», где SURON – аббревиатура, означающая «SUpramassive Rotating Neuron star» (подмассивная вращающаяся нейтронная звезда). Физика суронов подробно изложена в этой работе; также отмечается (раздел 3.3.2), что в состоянии сурона (блицара) может удерживаться примерно 3% всех нейтронных звезд — большинству из них центробежной силы все-таки не хватает, чтобы балансировать на грани горизонта событий.

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. — .
  2. Twentieth Century Physics / Brown, Laurie M.; Pais, Abraham (англ.)русск.; Pippard, A. B. (англ.)русск.. — Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics, 1995. — С. 1696. — ISBN 978-0-7503-0310-1.
  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.63Hertzsprung, 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.
  4. ↑
  5. Russell, H. N. «Giant» and «dwarf» stars (англ.) // The Observatory (англ.)русск.. — 1913. — Vol. 36. — P. 324—329. — .
  6. Russell, Henry Norris. Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars (англ.) // Popular Astronomy : journal. — 1914. — Vol. 22. — P. 275—294. — .
  7. Strömgren, Bengt. On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1933. — Vol. 7. — P. 222—248. — .
  8. .
  9. . Астронет.
  10. Prialnik, Dina. An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution (англ.). — Cambridge University Press, 2000. — ISBN 978-0-521-65937-6.
  11. . Астронет.
  12. Patrick Moore. The Amateur Astronomer. — Springer, 2006. — ISBN 978-1-85233-878-7.
  13. 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.
  14. ↑ Энн Руни. История астрономии. — С. 119. — ISBN 978-5-9950-0834-7.

Путь к истине

Вывели диаграмму Герцшпрунга-Рассела в начале двадцатого века — переломный период для астрономии. Вместо описания космических объектов, протоколирования их движения и периодических явлений, астрономы задались новым вопросом — почему все происходит именно так?

Эволюция Звезд

Построение диаграммы стало результатом одним из множества логических экспериментов, проводимых в то время.  Американцу Норрису Расселу и датчанину Эйнару Герцшпрунгу одновременно пришла в голову идея. Что будет, если выстроить звезды в одну систему координат, где их положение по вертикальной оси зависело бы от силы свечения, а по горизонтальной — от температуры? Если бы звезды распределились по системе равномерно, никакого открытия не было бы. Но любое отклонение от порядка показало бы закономерность в устройстве светил, объясняющая многие загадки.

Так и случилось. Если сила свечения по оси Y будет расти снизу вверх, а температура по оси X — справа налево, то звезды делятся на три четко выраженные группы — последовательности, как их именуют астрофизики:

  • Посередине, с верхнего левого в нижний правый угол, тянется Главная последовательность — ряд обычных, карликовых звезд, составляющих 90% от количества звезд во Вселенной. К ним относится и наше Солнце. Их температура прямо пропорциональна светимости — чем горячее звезда, тем ярче она горит.
  • В верхнем правом углу собрались светила, которые очень яркие, но с низкой температурой — на это указывает их красный цвет. В этой последовательности собрались звезды гиганты и сверхгиганты.
  • Ниже главной последовательности находятся звезды, нагревающиеся до голубого и белого цветов, а света излучают совсем немного. Это — белые карлики.

Разделение на последовательности не было самоцелью создания диаграммы. Выявленная закономерность между энергией и излучением звезды, связанная с протеканием внутреннего термоядерного процесса, стала иллюстрацией самой наглядной динамики во Вселенной — эволюции звезд.

Формы диаграммы [ править ]

Существует несколько форм диаграммы Герцшпрунга – Рассела, и номенклатура не очень хорошо определена. Все формы имеют одинаковую общую схему: звезды с большей яркостью находятся в верхней части диаграммы, а звезды с более высокой температурой поверхности — в левой части диаграммы.

Исходная диаграмма отображала спектральный класс звезд по горизонтальной оси и абсолютную визуальную величину по вертикальной оси. Спектральный класс — это не числовая величина, а последовательность спектральных классов — это монотонный ряд , отражающий температуру поверхности звезды. Современные наблюдательные версии карты заменяют спектральный класс на цветовой индекс (на диаграммах середины ХХ века, чаще всего цвет BV ) звезд. Этот тип диаграммы часто называют наблюдательной диаграммой Герцшпрунга-Рассела или, в частности, диаграммой цвет-величина (CMD), и ее часто используют наблюдатели. В случаях, когда известно, что звезды находятся на одинаковых расстояниях, например, в звездном скоплении, диаграмма цвет – величина часто используется для описания звезд скопления с графиком, на котором вертикальная ось представляет собой видимую величину звезд. Для членов скопления, по предположению, существует единственная аддитивная постоянная разница между их видимой и абсолютной величиной, называемая модулем расстояния для всего этого скопления звезд. Ранние исследования близлежащих рассеянных скоплений (таких как Гиады и Плеяды ) Герцшпрунгом и Розенбергом дали первые CMD за несколько лет до влиятельного синтеза Расселом диаграммы, собирающей данные для всех звезд, для которых можно было определить абсолютные величины.

Другая форма диаграммы отображает эффективную температуру поверхности звезды на одной оси и светимость звезды на другой, почти всегда в логарифмическом графике . Теоретические расчеты звездной структуры и дают графики, соответствующие наблюдениям. Диаграммы такого типа можно было бы назвать диаграммой светимости температуры , но этот термин почти никогда не используется; когда проводится различие, эта форма называется теоретической диаграммой Герцшпрунга – Рассела.вместо. Особенностью этой формы диаграммы H – R является то, что температуры нанесены на график от высокой до низкой, что помогает сравнивать эту форму диаграммы H – R с формой наблюдений.

Хотя эти два типа диаграмм похожи, астрономы проводят между ними четкое различие. Причина этого различия в том, что точное преобразование одного в другое нетривиально. Для перехода между эффективной температурой и цветом требуется соотношение , и построить это сложно; как известно, это функция звездного состава и может зависеть от других факторов, таких как вращение звезды . При преобразовании светимости или абсолютной болометрической звездной величины в видимую или абсолютную визуальную величину требуется болометрическая поправка., который может поступать или не происходить из того же источника, что и соотношение цвет-температура. Также необходимо знать расстояние до наблюдаемых объектов ( то есть модуль расстояния) и эффекты межзвездного затемнения , как по цвету (покраснение), так и по видимой величине (где эффект называется «угасание»). Искажение цвета (включая покраснение) и угасание (затемнение) также проявляются у звезд, содержащих значительную околозвездную пыль . Идеал прямого сравнения теоретических предсказаний звездной эволюции с наблюдениями, таким образом, имеет дополнительные неточности, возникающие при преобразовании теоретических величин в наблюдения.

Замороженная звезда

Это еще один гипотетический объект, который может возникнуть через триллионы лет. Возможно, мы наблюдаем эпоху массивных, ярких и горячих звезд именно потому, что наша Вселенная еще слишком молода, и в ней полно гелия и водорода для образования газовых звезд. Тем не менее, так будет не всегда. Как при образовании белых карликов, так и при взрывах сверхновых, «пеплом» от ядерных реакций являются металлы, а не газы. Постепенно содержание металлов во Вселенной возрастает, и через триллионы лет новые поколения звезд будут образовываться не только и не столько из водорода, сколько из металлов. Такие объекты будут гораздо меньше нашего Солнца (около 0,04 M☉) и гораздо тусклее звезд, известных сегодня – внешне они могут быть сопоставимы с Юпитером. Тем не менее, поскольку они будут состоять из металлов легче железа, плотность их будет огромной, а тяготение на поверхности – около 100g. Именно поэтому в их недрах сможет протекать ядерный синтез, разогревающий такую звезду примерно до 0 градусов Цельсия. Замороженная звезда может быть окружена своеобразной атмосферой, в которой будут плавать куски льда и, повторюсь, может испускать некоторое количество света.   

В классической статье 1979 года Фримен Дайсон предполагал, что в далеком будущем все мелкие звезды, в особенности, белые карлики, станут превращаться в объекты звездной массы, состоящие из чистого железа. Предполагается, что в результате различных цепочек деления и слияния легких ядер, через 101500 лет практически все сохранившиеся светящиеся звезды должны превратиться в глыбы холодного и остывающего железа, а такие железные звезды могут далее превращаться в последнее поколение нейтронных звезд.  

Историческая справка [ править ]

В девятнадцатом веке в обсерватории Гарвардского колледжа проводились крупномасштабные фотографические спектроскопические исследования звезд, в результате которых были получены спектральные классификации десятков тысяч звезд, что в конечном итоге привело к созданию Каталога Генри Дрейпера . В одном из сегментов этой работы Антония Мори включила деление звезд по ширине их спектральных линий . Герцшпрунг отметил, что звезды, описываемые узкими линиями, как правило, имеют меньшие собственные движения, чем другие звезды той же спектральной классификации. Он воспринял это как показатель большей яркости узкополосных звезд и вычислил для нескольких групп из них, что позволяет ему оценить их абсолютную величину.

В 1910 году Ганс Розенберг опубликовал диаграмму, на которой видимая величина звезд в скоплении Плеяд сравнивается с силой линии K кальция и двух линий Бальмера водорода . Эти спектральные линии служат индикатором температуры звезды, ранней формой спектральной классификации. Видимая величина звезд в том же скоплении эквивалентна их абсолютной величине, поэтому эта ранняя диаграмма фактически представляла собой график зависимости яркости от температуры. Такой же тип диаграммы до сих пор используется в качестве средства отображения звезд в скоплениях без необходимости изначально знать их расстояние и светимость. Герцшпрунг уже работал с этим типом диаграммы, но его первые публикации, показывающие это, были только в 1911 году. Это также была форма диаграммы, в которой использовались видимые величины скопления звезд, находящихся на одинаковом расстоянии.

Ранние версии диаграммы Рассела (1913 г.) включали гигантские звезды Мори, идентифицированные Герцшпрунгом, близлежащие звезды с параллаксами, измеренными в то время, звезды из Гиад (близлежащее рассеянное скопление ) и несколько движущихся групп , для которых метод движущихся скоплений мог использоваться для определения расстояний и, таким образом, получения абсолютных величин для этих звезд.

Теория скользящей эволюции звезд

Когда диаграмма Герцшпрунга — Рессела только составлялась, представления о ядерных реакциях в недрах звезд были еще весьма смутными. Господствовало мнение, что звезды на протяжении всей своей жизни непрерывно сжимаются.

С этой точки зрения диаграмма Герцшпрунга— Рессела, казалось, давала четкую и захватывающую картину звездной эволюции, показывая, как звезды возникают, проходят через различные стадии и в конце концов перестают излучать.

Выводы, сделанные Ресселом на основании этой диаграммы, можно коротко изложить следующим образом:

  1. Сначала звезда представляет собой скопление холодного газа, которое медленно сжимается.
  2. По мере сжатия звезда нагревается и на первых стадиях излучает почти исключительно в инфракрасной области спектра — это инфракрасный гигант вроде Эпсилона Возничего.
  3. Продолжая сжиматься, она раскаляется настолько, что излучает уже ярко-красный свет, как Бетельгейзе и Антарес.
  4. Звезда продолжает сжиматься и нагреваться, становясь желтым гигантом, меньшим по размерам, но более горячим, чем красный гигант, а потом голубовато-белой звездой — еще меньше и еще горячее.
  5. Голубовато-белая звезда класса О не намного больше Солнца, но гораздо горячее его — температура ее поверхности достигает 30 000°С, т.е. она в пять раз выше температуры поверхности Солнца. Максимум ее излучения находится в сине-фиолетовой области видимого спектра и даже в ультрафиолетовой, чем и объясняется ее цвет.
  6. Переходя от стадии холодной туманности в голубовато-белую стадию, звезда перемещается в верхней части диаграммы Герцшпрунга—Рессела справа налево, пока не достигает верхнего левого конца главной последовательности.
  7. Теперь звезда продолжает сжиматься под влиянием тяготения, но по какой-то причине более не нагревается. Одно из ранних объяснений этого факта заключалось в том, что на стадии голубовато-белой звезды вещество ее достигает такой плотности, что уже теряет свойства газа. При дальнейшем сжатии все большая часть ядра звезды перестает быть газом, а из-за этого по какой-то причине пропорционально сокращается выделение тепла.
    Поэтому голубовато-белая звезда одновременно и сжимается, и остывает, быстро слабея под влиянием обоих этих факторов. Она становится желтым карликом, как наше Солнце, потом красным карликом, как звезда Барнарда, и, наконец, гаснет совсем и превращается в черный карлик — пепел догоревшей звезды.

Вот так схематично на диаграмме Герцшпрунга – Рассела показана эволюция «типичной» звезды

По этой гипотезе, сжимаясь из голубовато-белой звезды до последней стадии — стадии черного карлика, звезда как бы скользит по главной последовательности из верхнего левого угла к нижнему правому. Поэтому такую теорию можно назвать теорией скользящей эволюции звезд.

Схема выглядела очень заманчивой и казалась весьма правдоподобной.

Во-первых, именно такого непрерывного сжатия, сопровождающегося сначала нагреванием, а потом остыванием, было естественно ожидать. Газ, сжимаемый в лабораторных экспериментах, становился горячее, раскаленные предметы, предоставленные сами себе, остывали.

Далее, если одна и та же звезда являлась красным гигантом где-то на раннем этапе своего существования и красным карликом в конце жизни, следовало ожидать, что средняя масса красных карликов не очень отличается от средней массы красных гигантов. Другими словами, красные гиганты колоссальны не потому, что содержат огромные количества звездною вещества, а только потому, что их вещество распределено в огромном объеме.

Так и оказалось. Красные гиганты отнюдь не столь массивны, как можно было бы ожидать, судя по их размерам, а только очень разрежены. Вещество звезды вроде Эпсилона Возничего, если бы его удалось без изменений перенести в земную лабораторию, показалось бы (в большей части своего объема) просто пустотой.

Действительно, массы звезд в среднем удивительно сходны. Как ни разнятся звезды объемом, плотностью, температурой и другими свойствами, массы их различаются мало. Масса большинства звезд колеблется от 0,2 до 5 масс Солнца.

Однако теория скользящей эволюции звезд при всей её изящности, не объясняет некоторых моментов. Вернее, содержит очень и очень необычные исключения.

Красные гиганты и белые карлики

Отдельно — правее и выше главной последовательности расположена группа звезд
с очень высокой светимостью, причем, температура таких звёзд относительно низка́ — это так называемые красные звёзды-гиганты и сверхгиганты. Это холодные звёзды (приблизительно 3000°С), которые, однако, гораздо ярче звезд с такой же температурой, находящихся в главной последовательности. Один квадратный сантиметр поверхности холодной звезды излучает в секунду относительно малое количество энергии. Большая общая светимость звезды объясняется тем, что велика́
площадь её поверхности: звезда должна быть очень большой. Гига́нтами называют звёзды, диаметр которых больше диаметра Солнца в 200 раз.

Точно так же мы можем рассмотреть и левую нижнюю часть диаграммы. Там
расположены горячие звёзды с низкой светимостью. Поскольку квадратный сантиметр поверхности горячего тела излучает в секунду много энергии, а звёзды из левого
нижнего угла диаграммы имеют низкую светимость, то мы должны прийти к выводу, что они невелики по размерам. Слева внизу, таким образом, располага́ются
белые карлики, очень плотные и компактные звёзды размерами в среднем в 100 раз меньше Солнца, диаметром,
соизмеримым с диаметром нашей планеты. Одна из таких звезд, к примеру, — спутник Сириуса, называемый Сириус B.

Области диаграммы

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.

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.

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 1,5—2m слабее звёзд.

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

Немного истории

С диаграммой Герцшпрунга-Рассела связан небольшой курьез — как это часто случалось в науке, ее вывели двое ученых одновременно. Американец Рассел изучал долгое время закономерности развития звезд, и создал концепцию диаграммы в 1909 году — ее так и называли «диаграммой Рассела» Однако, Герцшпрунг в Дании, независимо от коллеги, вывел в точности такую же систему, и даже опубликовал плоды своего труда в 1905 году. Поскольку печать он вышел в тематическом журнале о фотографии и на немецком языке, о его первенстве мир узнал только в 1930-х годах. Тогда к названию и добавили имя Герцшпрунга.

Заключение

Все описанные превращения, являющиеся маленькими шагами к тепловой смерти Вселенной, являются экстраполяцией на основе диаграммы Герцшпрунга-Рассела и не учитывают еще одного гипотетического процесса. Это распад протона, спонтанное превращение протонов в более легкие субатомные частицы. Такой процесс не противоречит известной физике частиц, но также до сих пор не зафиксирован. Именно для того, чтобы засечь распад хотя бы одного протона, в Японии появился проект Камиоканде: шахты близ города Камиока были превращены в огромные резервуары с водой, оборудованные детекторами. Ни один протон во всей этой воде за минувшие сорок лет так и не распался, а Камиоканде в итоге был превращен в один из самых крупных и успешных детекторов нейтрино – но это уже совсем другая история.

Похожие записи:

Как выбрать камень для близнецов? Огромная птица Что дал науке челябинский метеорит? Что такое комета и чем отличается от астероида? Мужчина К чему снится ананас?