Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела, для наиболее известных звезд

Помните раздел о видах звезд в детской энциклопедии? Большинству известна эта картинка: ряд звезд с Солнцем посередине, увеличивающихся по размеру слева направо. Это, пусть и в упрощенном виде, диаграмма Герцшпрунга-Рассела — одна с основополагающих классификационных астрономических систем. Подобно другим популяризированным научным теориям, диаграмма ГР дала  человечеству куда больше, чем просто наглядную демонстрацию классификации космических светил. С ее помощью астрономы смогли упорядочить один с центральных процессов во Вселенной — эволюцию звезд.

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.

Жизненный путь звезды

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

С момента образования, звезда в развитии не стоит на месте — и в диаграмме Герцшпрунца-Рассела это видно лучше всего. Рождение, старение и смерть светила отслеживается по диаграмме ГР четкой линией, называемой «эволюционным треком». Взяв, к примеру, трек нашего Солнца, можно выделить следующие этапы:

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.

Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!

Просмотров записи: 46954

Запись опубликована: 08.11.2015
Автор: Максим Заболоцкий

Диаграмма Герцшпрунга–Рассела • Джеймс Трефил, энциклопедия «Двести законов мироздания»

Звезды, если их нанести на диаграмму в соответствии с физическими характеристиками, разделяются на четко выраженные группы, соответствующие разным стадиям их эволюции.

Звезды бывают множества типов. Есть звезды, диаметр которых в 30 раз превышает диаметр Солнца, и есть звезды размером всего лишь с большой земной город. Есть звезды настолько горячие, что основной цвет в спектре их излучения — фиолетовый, и есть звезды настолько «холодные», что даже темно-красный свет в их спектре выражен крайне тускло. В XIX веке в астрономии произошел перелом — ученые стали сходить с накатанного пути классической астрономии («Где это, и как и куда оно движется?») и переходить на рельсы астрофизики («Что это, и как оно устроено?»). Одной из первоочередных задач на этом пути стала задача хотя бы внешнего упорядочивания классификации наблюдаемых во Вселенной звезд. Это и привело к независимому созданию двумя астрофизиками диаграммы, которую сегодня принято в их честь называть диаграммой Герцшпрунга—Рассела (или, сокращенно, «диаграммы ГР»).

Диаграмма ГР — как это нередко бывает в науке — была практически одновременно разработана двумя учеными, совершенно самостоятельно работавшими на двух разных континентах. Генри Норрис Рассел — один из крупнейших американских астрономов начала XX века — долгие годы интересовался проблемой описания жизненного цикла звезд и, судя по всему, пришел к основной идее диаграммы еще в 1909 году, однако работа с ее представлением была опубликована лишь в 1913 году. Датчанин Эйнар Герцшпрунг пришел к тем же выводам, что и Рассел, несколькими годами раньше своего американского коллеги, однако опубликованы они были (в 1905-м и 1907 годах) в узкоспециализированном «Журнале научной фотографии» (Zeitschrift für Wissenschaeftliche Photographie), издающемся к тому же на немецком языке, и публикация эта поначалу попросту осталась незамеченной астрономами. Поэтому вплоть до середины 1930-х годов эту диаграмму принято было называть просто «диаграммой Рассела», пока не был обнаружен случившийся казус, после чего датчанину было воздано должное, и теперь диаграмма носит имена обоих ученых.

Диаграмма ГР представляет собой график, на котором по вертикальной оси отсчитывается светимость (интенсивность светового излучения) звезд, а по горизонтальной — наблюдаемая температура их поверхностей. Оба этих количественных показателя поддаются экспериментальному измерению при условии, что известно расстояние от Земли до соответствующей звезды. Чисто исторически сложилось так, что по горизонтальной оси х температуру поверхности звезд откладывают в обратном порядке: то есть, чем жарче звезда, тем левее она находится; это чистая условность, и я не вижу смысла в том, чтобы ее обсуждать и оспаривать. Смысл же всей диаграммы ГР заключается в том, чтобы нанести на нее как можно больше экспериментально наблюдаемых звезд (каждая из которых представлена соответствующей точкой) и по их расположению определить некие закономерности их распределения по соотношению спектра и светимости.

Выясняется, что это распределение носит отнюдь не случайный характер: по соотношению спектра со светимостью звезды делятся на три достаточно строгие категории или, как принято их называть в астрофизике, «последовательности». Из верхнего левого угла в правый нижний тянется так называемая главная последовательность. К ней относится, в частности, и наше Солнце. В верхней части главной последовательности расположены самые яркие и горячие звезды, а справа внизу — самые тусклые и, как следствие, долгоживущие.

Отдельно — правее и выше — расположена группа звезд с очень высокой светимостью, не пропорциональной их температуре, которая относительно низка — это так называемые красные звезды-гиганты и сверхгиганты. Эти огромные звезды, условно говоря, светят, но не греют. Ниже и левее главной последовательности расположены карлики — группа относительно мелких и холодных звезд. Еще раз отметим, что подавляющее большинство звезд относится к главной последовательности, и энергия в них образуется путем термоядерного синтеза гелия из водорода (см. Эволюция звезд).

На самом деле, три этих последовательности на диаграмме ГР строго соответствуют трем этапам жизненного цикла звезд. Красные гиганты и сверхгиганты в правом верхнем углу — это доживающие свой век звезды с до предела раздувшейся внешней оболочкой (через 6,5 млрд. лет такая участь постигнет и наше Солнце — его внешняя оболочка выйдет за пределы орбиты Венеры). Они излучают в пространство примерно то же количество энергии, что и звезды основного ряда, но, поскольку площадь поверхности, через которую излучается эта энергия, превосходит площадь поверхности молодой звезды на несколько порядков, сама поверхность гиганта остается относительно холодной.

Наконец, обратимся к левому нижнему углу диаграммы ГР: здесь мы видим так называемых белых карликов (см. Предел Чандрасекара). Это очень горячие звезды — но очень мелкие, размером, обычно, не больше нашей Земли. Поэтому, излучая в космос относительно немного энергии, они, по причине весьма незначительной (на фоне других звезд) площади их поверхностной оболочки, светятся в достаточно ярком спектре, поскольку она оказывается достаточно высокотемпературной.

Вообще, по диаграмме Герцшпрунца—Рассела можно проследить весь жизненный путь звезды. Сначала звезда главной последовательности (подобная Солнцу) конденсируется из газо-пылевого облака (см. Гипотеза газопылевого облака) и уплотняется до создания давлений и температур, необходимых для разжигания первичной реакции термоядерного синтеза, и, соответственно появляется где-то в основной последовательности диаграммы ГР. Пока звезда горит (запасы водорода не исчерпаны), она так и остается (как сейчас Солнце) на своем месте в основной последовательности, практически не смещаясь. После того, как запасы водорода исчерпаны, звезда сначала перегревается и раздувается до размеров красного гиганта или сверхгиганта, отправляясь в правый верхний угол диаграммы, а затем остывает и сжимается до размеров белого карлика, оказываясь слева внизу.

Диаграмма

Герцшпрунга-Рассела | КОСМОС

КОСМОС — Астрономическая энциклопедия САО › H

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR-диаграмма) — один из важнейших инструментов в изучении звездной эволюции. Разработанный Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Норрисом Расселом независимо друг от друга в начале 1900-х годов, он отображает температуру звезд в зависимости от их светимости (теоретическая диаграмма HR) или цвет звезд (или спектральный класс) в зависимости от их абсолютной величины (наблюдательная диаграмма HR, также известная как диаграмма цвет-величина).
В зависимости от своей начальной массы каждая звезда проходит определенные этапы эволюции, определяемые ее внутренней структурой и тем, как она производит энергию. Каждая из этих стадий соответствует изменению температуры и светимости звезды, которые, как видно, перемещаются в разные области на HR-диаграмме по мере ее эволюции. Это раскрывает истинную силу диаграммы HR — астрономы могут узнать внутреннюю структуру звезды и стадию эволюции, просто определив ее положение на диаграмме.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела, изображающая различные этапы звездной эволюции. Безусловно, наиболее заметной особенностью является главная последовательность (серая), которая проходит от верхнего левого (горячие, яркие звезды) к нижнему правому (холодные, слабые звезды) диаграммы. Гигантская ветвь и звезды-сверхгиганты лежат выше главной последовательности, а ниже нее находятся белые карлики.
Авторы и права: Р. Холлоу, CSIRO.

На этой диаграмме Герцшпрунга-Рессела показана группа звезд на разных стадиях их эволюции. Безусловно, наиболее заметной особенностью является главная последовательность, которая идет от верхнего левого (горячие, яркие звезды) к нижнему правому (холодные, слабые звезды) диаграммы. Гигантская ветвь также хорошо заселена, и здесь много белых карликов. Также нанесены классы светимости Моргана-Кинана, которые различают звезды с одинаковой температурой, но разной светимостью. —>
Есть 3 основных области (или стадии эволюции) диаграммы ЧСС:

1. Основная последовательность , простирающаяся от верхнего левого угла (горячие, яркие звезды) до нижнего правого (холодные, слабые звезды), доминирует на HR-диаграмме. Именно здесь звезды проводят около 90% своей жизни, сжигая водород в гелий в своих ядрах. Звезды главной последовательности имеют класс светимости Моргана-Кинана, обозначенный как V .
2. красный гигант и сверхгигант звезды (классы светимости от I до III ) занимают область выше главной последовательности. У них низкая температура поверхности и высокая светимость, что, согласно закону Стефана-Больцмана, означает, что они также имеют большие радиусы. Звезды вступают в эту эволюционную стадию, как только они исчерпали водородное топливо в своих ядрах и начали сжигать гелий и другие более тяжелые элементы.
3. белый карлик звезды (9 класс светимости0021 D ) являются последней стадией эволюции звезд с низкой и средней массой и находятся в левом нижнем углу диаграммы HR. Эти звезды очень горячие, но имеют низкую светимость из-за своего небольшого размера.

Солнце находится на главной последовательности со светимостью 1 и температурой около 5400 Кельвинов.
Астрономы обычно используют HR-диаграмму либо для обобщения эволюции звезд, либо для исследования свойств набора звезд. В частности, строя HR-диаграмму шарового или рассеянного звездного скопления, астрономы могут оценить возраст скопления, исходя из того, где звезды, по-видимому, отключают главную последовательность (см. статью о главной последовательности, чтобы узнать, как это работает).

Изучение астрономии онлайн в Суинбернском университете
Все материалы © Технологического университета Суинберна, если не указано иное.

Введение в диаграмму Герцшпрунга-Рассела

Графики или графики данных являются важным инструментом, используемым учеными. Пытаясь осмыслить данные и увидеть, связаны ли две величины, мы можем нанести их на график и найти тенденции. Если мы посмотрим на два примера ниже, первый показывает две величины, X и Y, которые может иметь объект. Когда они нанесены на график, мы видим, что между X и Y нет заметной связи. На самом деле в этом примере нет никакой связи, данные чисто случайны.

Однако если мы нанесем на график данные о росте и массе для небольшой группы людей, мы увидим совсем другую закономерность, как показано ниже.

Как и следовало ожидать, существует корреляция между ростом человека и его массой. Как правило, чем выше человек, тем больше его масса, но, как и многие другие характеристики человека, существуют большие различия. Одни люди высокие и худые, другие ниже ростом, но с большей массой. Однако существуют реальные физические ограничения как по росту, так и по массе людей. Мы не ожидаем найти человека ростом 3,5 м и массой 10 кг или человека ростом 1,0 м и массой 300 кг!

Одним из самых полезных и мощных графиков в астрофизике является диаграмма Герцшпрунга-Рассела (далее называемая диаграммой H-R). Он возник в 1911, когда датский астроном Эйнар Герцшпрунг сопоставил абсолютную величину звезд с их цветом (отсюда эффективная температура). Независимо в 1913 году американский астроном Генри Норрис Рассел использовал спектральный класс против абсолютной величины. Их результирующие графики показали, что взаимосвязь между температурой и светимостью звезды не была случайной, а вместо этого, казалось, распадалась на отдельные группы. Они видны на диаграмме H-R ниже. На графике есть несколько конкретных звезд, но в остальном показаны только основные регионы.

Большинство звезд, включая наше Солнце, находятся в области, называемой Главной последовательностью. Звезды главной последовательности сильно различаются по эффективной температуре, но чем они горячее, тем ярче они, поэтому главная последовательность имеет тенденцию следовать полосе, идущей из нижнего правого угла диаграммы в верхний левый. Эти звезды превращают водород в гелий в своих ядрах. Звезды проводят большую часть своего существования как звезды главной последовательности. Другими крупными группами звезд, обнаруженными на диаграмме HR, являются гиганты и сверхгиганты; светящиеся звезды, которые произошли от главной последовательности, и белые карлики. Хотя каждый из этих типов подробно обсуждается на последующих страницах, мы можем использовать их положение на диаграмме H-R, чтобы сделать вывод о некоторых их свойствах.

Использование диаграммы H-R для определения свойств звезд

В качестве примера рассмотрим холодные звезды М-класса. Если мы посмотрим на диаграмму H-R ниже, то увидим, что на самом деле существуют три основные группы этих звезд.

В правом нижнем углу диаграммы мы видим две названные звезды, Проксиму Центавра и Звезду Барнарда. Они оба холодные (примерно 2500 К) и тусклые (абсолютная величина около 13, всего около 1/10 000 светимости нашего Солнца). Следуя по широкой полосе прямо вверх, мы натыкаемся на Миру, тоже крутую, но гораздо более яркую. Путешествуя дальше, мы встречаем Антарес и Бетельгейзе. Опять же, эти звезды холодные, но они чрезвычайно ярки, почти в 10 000 раз ярче Солнца. Почему эти три группы так сильно различаются по светимости?

Ответ на этот вопрос зависит от отношения Стефана-Больцмана. Вы можете вспомнить из уравнения 4.4, что энергия, излучаемая на единицу площади поверхности в секунду, является просто функцией температуры в четвертой степени, то есть: имеют одинаковую эффективную температуру, каждый из них имеет одинаковую выходную мощность на квадратный метр площади поверхности. Однако, поскольку диаграмма H-R показывает, что одна звезда намного ярче другой, она должна иметь большую общую выходную мощность, следовательно, должна иметь гораздо большую площадь поверхности — чем ярче звезда, тем она больше. Мы можем видеть это из полного выражения для светимости в уравнении 4.6:

L ≈ 4π R ² σ T ⁴ (4.6)

Таким образом, разница между тремя группами звезд М-класса заключается в разнице в размерах. Это подтверждается именами, данными каждой из групп. Самые яркие называются сверхгигантами (классы светимости I и II), самые яркие называются гигантами (класс светимости III), а тусклые являются частью главной последовательности (класс светимости V), хотя исторически термин 9К этой группе относили 0090 карликовых звезд.

Если мы посмотрим на вертикальную полосу на диаграмме H-R для более горячих звезд спектрального класса типа А, мы увидим аналогичную картину:

В этом случае сверхгиганты Ригель и Денеб имеют ту же эффективную температуру, что и Сириус, но обладают чрезвычайно высокой светимостью. У них большие радиусы, чем у Сириуса, следовательно, большая площадь поверхности и более высокая светимость. Сириус является звездой главной последовательности, но поскольку он горячее, чем красная звезда Барнарда главной последовательности, он намного ярче ее. Если вы проследите за розовой полосой горячих звезд до нижней части диаграммы H-R, вы заметите, что она пересекает другую группу звезд, в которую входит Процион B. Это белые карлики. Они очень горячие (около 10 000 К или выше), поэтому излучают много энергии в секунду на каждый квадратный метр своей поверхности. Однако тот факт, что они такие тусклые, означает, что они должны быть очень маленькими и иметь очень маленькую площадь поверхности. Терминологию белых карликов не следует путать со старомодным термином карликовые звезды, который применялся к звездам главной последовательности. Белые карлики сильно отличаются от звезд главной последовательности, как мы увидим на следующей странице. Технически они имеют класс светосилы 9.0090 вд . Простые расчеты дают размер белых карликов, примерно равный размеру нашей Земли, менее 1/100 размера Солнца.

Если мы сравним самые тусклые звезды на диаграмме H-R, мы также сможем сделать некоторые выводы. На следующей диаграмме показана нижняя область диаграммы H-R.

Процион B и звезда Барнарда имеют одинаковую низкую светимость с абсолютной величиной около +13. Однако Процион B намного горячее, чем звезда Барнарда, поэтому излучает гораздо больше энергии в секунду на единицу площади поверхности. Учитывая, что они имеют одинаковую общую выходную мощность, Процион B должен иметь меньшую площадь поверхности, чем звезда Барнарда, то есть его радиус меньше.

Оси на диаграмме H-R

Это указывает на интересную и иногда сбивающую с толку особенность диаграммы H-R — шкалы на осях. В отличие от графика высота/масса ранее в этом разделе, эффективная температура не увеличивается при движении слева направо, а фактически уменьшается, то есть самая высокая температура находится на левой стороне. Если используется цветовой индекс (B-V), а не эффективная температура, то он переходит от отрицательного (синий) слева к положительному (красный) справа. Третьей альтернативой по горизонтальной оси является использование спектрального класса. Конечно, все три величины по существу показывают одно и то же. На приведенной ниже диаграмме показаны возможные оси для диаграммы H-R.

Вертикальная ось отображает яркость звезд. Это либо отношение по сравнению с Солнцем, либо абсолютная величина M . При использовании абсолютной величины следует соблюдать осторожность: помните, что чем ниже или более отрицательна абсолютная величина, тем ярче звезда. Таким образом, самые яркие звезды появляются в верхней части диаграммы HR, а вертикальная ось имеет самое отрицательное значение M вверху.

В некоторых случаях, например, при нанесении звезд в определенном рассеянном или шаровом скоплении, видимая величина 9Можно использовать 0090 м или В , а не абсолютную величину.