Астрономический сайт

Загадки земли и вселенной

Диаграмма Герцпрунга - Ресселла

Звезды
В конце XIX – начале XX в. в астрономию вошли фотографические методы количественных оценок видимого блеска (звёздных величин) звёзд и их цветовых характеристик (показателей цвета). Анализ этих параметров очень скоро привёл к открытию физической закономерности, связывающей наблюдаемые характеристики звезд.


Первый шаг был сделан в 1905 – 1907 гг. датским астрономом Эйнаром Герцшпрунгом на основе фотометрических измерений ярких звёзд двух сравнительно близких звёздных скоплений — Плеяды и Гиады. Он обнаружил, что голубые звёзды в каждом скоплении имеют самую высокую яркость, а среди красных звёзд можно выделить слабые и сравнительно яркие. Иными словами, на диаграмме, где сопоставляются звёздная величина и цвет звёзд, звёзды разбиваются на отдельные группировки. Поскольку звёзды каждого скопления находятся от нас примерно на одинаковом расстоянии, видимая яркость, измеряемая в звёздных величинах, характеризует светимость звёзд. Следовательно, цвет и светимость звёзд каким-то образом соотносятся друг с другом.


 Диаграмма Герцшпрунга-Рессела.
 Диаграмма Герцшпрунга-Рессела. По оси ординат слева - абсолютная звездная величина, справа - светимость, по оси абсцисс снизу - спектральный класс и температура, сверху - цвет

Но цвет звезды зависит от её температуры (чем звезда горячее, тем она голубее), которая в свою очередь тесно связана с видом звёздного спектра, т. е. спектральным классом, определяемым непосредственно из наблюдений. В 1913 г. американский астроном Генри Ресселл сопоставил светимость различных звёзд с их спектральными классами. На диаграмму спектр-светимость он нанёс все звёзды с известными в то время расстояниями (не зная расстояния, невозможно оценить светимость звезды). С тех пор сходные по своему значению диаграммы цвет-светимость и температура-светимость часто называют диаграммами Герцшпрунга-Ресселла.

На диаграмме Герцшпрунга-Ресселла звёзды образуют отдельные группировки, именуемые последовательностями. Самая густонаселённая из них — главная последовательность — включает в себя около 90% всех наблюдаемых звёзд (в том числе и наше Солнце). Она тянется по диагонали: от левого верхнего края диаграммы, где сосредоточены голубые горячие звёзды высокой светимости, вправо вниз — к области, занимаемой слабыми красными звёздами. Справа над нижней частью главной последовательности располагается ветвь гигантов, объединяющая преимущественно красные звёзды большого размера, светимость которых в десятки и сотни раз превосходит солнечную. Среди этих ярких звёзд на ветви гигантов — Арктур, Альдебаран, Дубхе ( Большой Медведицы). На самом верху диаграммы почти горизонтально через все спектральные классы проходит последовательность звёзд-сверхгигантов. К ней принадлежат, например, Полярная звезда, Ригель, Бетельгейзе. Красные сверхгиганты — это крупнейшие по размеру звезды. А внизу, в области высоких температур и низких светимостей, располагаются крошечные белые карлики. Известны и другие последовательности, но они не столь многочисленны.

Как только обнаружилось существование последовательностей, делались попытки их физической интерпретации. Сначала главная последовательность рассматривалась как совокупность звёзд различного возраста, т. е. как путь на диаграмме, по которому большинство звёзд перемешается в течение своей жизни, медленно расходуя запасы энергии и уменьшая светимость и температуру. Однако всё оказалось сложнее: вдоль главной последовательности располагаются звёзды различных масс, в которых энергия излучения выделяется за счёт превращения водорода в гелий. Чем массивнее звезда, тем выше её место на главной последовательности.

На главной последовательности любая звезда проводит большую часть своей жизни, именно поэтому на ней так много звезд. Согласно теории звёздной эволюции, когда запасы водорода в недрах звезды заканчиваются, она покидает главною последовательность, отклоняясь вправо. При этом её температура всегда падает, а размер быстро возрастает. Начинается сложное, всё более ускоряющееся движение звезды по диаграмме.

Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла широко применяется астрономами для описания эволюционных изменений звёзд и сопоставления теорий эволюции звёзд с наблюдениями. Удобна она и для определения возрастов звездных скоплений (на основании теории эволюции), так как с возрастом населённость различных последовательностей меняется. Так, в молодых скоплениях много звёзд высокой светимости на главной последовательности и последовательности сверхгигантов. В старых же скоплениях верхний конец главной последовательности «исчезает» (звёзды успевают сойти с неё), но зато очень многочисленна ветвь гигантов, куда попадают звёзды типа Солнца примерно через 10 млрд. лет после своего рождения. Зависимость Герцшпрунга-Ресселла часто используется и для уточнения относительных расстояний до звёздных скоплений путём сопоставления положения их главных последовательностей на диаграммах спектр-звёздная величина. Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности падает. Горячая звезда — голубой гигант — постепенно превращается в красный гигант.

Строение красного гиганта уже иное. Когда в процессе сжатия конвективного ядра весь водород превратится в гелий, температура в центре повысится до 50-100 млн. градусов и начнётся горение гелия. Он в результате ядерных реакций превращается в углерод. Ядро горящего гелия окружено топким слоем горящего водорода, который поступает из внешней оболочки звезды. Следовательно, у красного гиганта два источника энергии. Над горящим ядром находится протяжённая оболочка.

В дальнейшем ядерные реакции создают в центре массивной звезды всё более тяжелые элементы, вплоть до железа. Синтез элементов тяжелее железа уже не приводит к выделению энергии. Лишённое источников энергии, ядро звезды быстро сжимается. Это может повлечь за собой взрыв – вспышку сверхновой. Иногда при взрыве звезда полностью распадается, но чаще всего, по-видимому, остаётся компактный объект — нейтронная звезда или чёрная дыра.

Вместе с оболочкой взрыв уносит в межзвёздную среду различные химические элементы, образовавшиеся в недрах звезды за время сё жизни. Новое поколение звёзд, рождающихся из межзвёздного газа, будет содержать уже больше тяжёлых химических элементов.

Срок жизни звезды напрямую зависит от сё массы. Звёзды с массой в 100 раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет две-три солнечных, срок жизни увеличивается до миллиарда лет.

В звёздах-карликах, массы которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области, не выделяющейся из остальной части звезды наличием конвективных движений. В карликах этот процесс протекает очень медленно, и они практически не изменяются в течение миллиардов лет. Когда водород полностью сгорает, они медленно сжимаются и за счет энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.

Солнце и подобные ему звезды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4.5-5 млрд. лет, и за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмерно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.



Страниц : 1