Герцшпрунга-Рессела диаграмма

ГЕРЦШПРУНГА - РЕССЕЛЛА ДИАГРАММА - графич. изображение зависимости абс. звездная величина - спектральный класс звезд. Вместо спектр. класса в качестве координаты на графике могут использоваться показатель цвета или эффективная температура звезды, а вместо абсолютной звездной величины - светимость звезды. Спектр. класс и показатель цвета определяются в основном темп-рой звезды, следовательно, положение звезды на Г.- Р. д. характеризует соотношение между ее важнейшими наблюдаемыми параметрами - темп-рой и светимостью. Это соотношение обусловлено гл. обр. хим. составом, массой и эволюц. статусом звезд, поэтому исследование Г.- Р. д. явл. важнейшим источником сведений об эволюции звезд.

Рис.1. Положение на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла звезд с известными расстояниями.

Название Г.- Р. д. связано с именами дат. астронома Э. Герцшпрунга и амер. астронома Г. Ресселла. Герцшпрунг в 1905-07 гг. показал, что голубые звезды явл. абсолютно наиболее яркими и что существуют две осн. группы красных звезд - яркие и слабые, а также построил первую диаграмму видимая звездная величина - показатель цвета для звездного скопления; Ресселл опубликовал в 1914 г. первую диаграмму спектр. класс - абс. звездная величина.

Рис. 2. Положение на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла нестационарных звезд различных типов.

На рис. 1 и 2 приведены Г.- Р. д. для звезд с известными расстояниями до них и спектр. классами. Абс. большинство звезд находится в пределах полосы, пересекающей диаграмму по диагонали. Эту полосу наз. главной последовательностью (ГП) или последовательностью нормальных карликов. Вторая по населенности область - красных гигантов, светимости и радиусы к-рых на неск. порядков превосходят светимости и радиусы звезд ГП тех же спектр. классов. В верхней части диаграммы с ГП смыкается область немногочисл. сверхгигантов, к-рая пересекает всю Г.- Р. д. Между ГП и нижней частью области гигантов расположены субгиганты, а примерно на 10 звездных величин ниже ГП - белые карлики. Примечательно существование т. н. провала Герцшпрунга - области между ГП и гигантами, в к-рой количество звезд на неск. порядков ниже, чем в соседних областях. На рис. 3 показано положение на Г.- Р. д. нек-рых наиболее близких к Солнцу звезд.

Рис. 3. Положение на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла некоторых ближайших к Солнцу звезд, а также ряда ярчайших звезд на небе.

Эволюция звезд описывается на Г.- Р. д. кривыми - эволюц. треками, зависящими в основном от массы и исходного хим. состава звезды. Населенность отдельных областей Г.- Р. д. определяется временем, к-рое звезды на своем эволюц. пути проводят в данной области, и светимостями, к-рые они при этом имеют. На ГП находятся звезды на стадии горения водорода в ядре, к-рая занимает ~90% всего времени жизни звезды, а красные гиганты и сверхгиганты - это в основном звезды на стадиях горения в их ядре гелия и последующих ядерных реакций. Продолжительность этих стадий »10% времени жизни звезды. Если Г. - Р. д. строится для звезд, отобранных до определенной звездной величины, то, напр., массивные яркие сверхгиганты, видимые и на больших расстояниях, представлены лучше, чем значительно более многочисленные, но очень слабые белые карлики.

Большинство пульсирующих звезд - цефеиды, звезды типов RR Лиры, d Щита, RV Тельца, W Девы, переменность к-рых обусловлена одним и тем же механизмом (см. Пульсации), на Г.- Р. д. расположены в очень узкой "полосе нестабильности" (рис. 1).

Звезды на Г.-Р. д., изображенные на рис. 1-3, имеют различный хим. состав и возраст. Важную роль играют Г.- Р. д. для звездных скоплений, звезды к-рых сформировались из вещества практически с одним и тем же хим. составом и имеют одинаковый возраст. При построении этих диаграмм нет необходимости знать абс. величины звезд, т. к. все они находятся на практически одинаковом расстоянии от Солнца. Более того, совмещая ГП скопления со стандартной ГП, можно осуществить абс. калибровку Г.- Р. д. скопления. На рис. 1 в ст. Возраст небесных тел показана схематич. комбинированная Г.- Р. д. нескольких типичных рассеянных и шаровых звездных скоплений. Во всех скоплениях есть звезды ГП, однако характерный поворот или излом ГП у конкретных скоплений начинается при разных звездных величинах. Положение точки поворота ГП характеризует возраст скопления. Яркие массивные звезды, находящиеся в верхней части ГП, исчерпывают свои термоядерные источники энергии быстрее слабых и поэтому раньше покидают ГП. Отсутствие их на ГП показывает, что они либо ушли в область красных гигантов, либо закончили эволюцию, превратившись в нейтронные звезды или белые карлики. Следовательно, чем ниже расположена точка поворота, тем больше возраст скопления. Сравнение Г.- Р. д. скоплений показывает, в каком направлении изменяются темп-ры и светимости звезд со временем, и позволяет использовать Г.- Р. д. скоплений в теории эволюции звезд.

ГП скоплений в действительности размыты; их ширина порядка одной звездной величины. В молодых скоплениях могут быть звезды, к-рые еще не закончили гравитац. сжатие и поэтому лежат выше ГП. Выше ГП могут лежать неразрешенные на компоненты двойные звезды. Размывает ГП также вращение звезд.

Шаровые скопления, звезды к-рых отличаются от звезд рассеянных скоплений большим возрастом и особенностями химического состава, имеют и несколько иные Г.- Р. д. Из-за меньшего обилия металлов их ГП лежат ниже, чем у рассеянных скоплений, а гиганты более ярки. В шаровых скоплениях хорошо представлены субгиганты и можно выделить звезды горизонтальной ветви между ГП и гигантами. Горизонтальную ветвь образуют звезды малых масс с малым обилием металлов на стадии истощения гелия в звездном ядре. На пересечении горизонтальной ветви с полосой нестабильности расположены пульсирующие звезды типа RR Лиры. Г.- Р. д. шаровых скоплений показывают, что это старейшие объекты Галактики, т. к. у них с ГП сейчас уходят звезды, возраст к-рых более 10¹⁰ лет.

Результаты расчетов эволюции звезд позволяют воспроизвести все детали Г.- Р. д. скоплений в зависимости от хим. состава и возраста и объяснить эволюц. статус большинства образующих их звезд. Это явл. убедительным свидетельством правильности направления, в к-ром развивается совр. теория эволюции звезд.

Лит.: Происхождение и эволюция звезд, пер. с англ., М., 1962; Мартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, 3 изд., М., 1979.

(Л.Р. Юнгельсон)