Герцшпрунга-Рессела диаграмма

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

Рис.1. Положение на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла звёзд 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 звёзды явл. абсолютно наиболее яркими и что существуют две осн. группы красных звёзд - яркие и слабые, а также построил первую диаграмму видимая звёздная величина - показатель цвета для звёздного скопления; Ресселл опубликовал в 1914 г. первую диаграмму спектр. класс - абс. звёздная величина.

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

На рис. 1 и 2 приведены Г.- Р. д. для звёзд с известными расстояниями до них и спектр. классами. Абс. большинство звёзд находится в пределах полосы, пересекающей диаграмму по диагонали. Эту полосу наз. главной последовательностью (ГП) или последовательностью нормальных карликов. Вторая по населённости область - красных гигантов, светимости и радиусы к-рых на неск. порядков превосходят светимости и радиусы звёзд 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 звёздных величин ниже ГП - белые карлики. Примечательно существование т. н. провала Герцшпрунга - области между ГП и гигантами, в к-рой количество звёзд на неск. порядков ниже, чем в соседних областях. На рис. 3 показано положение на Г.- Р. д. нек-рых наиболее близких к Солнцу звёзд.

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

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

Большинство пульсирующих звёзд - цефеиды, звёзды 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).

Звёзды на Г.-Р. д., изображённые на рис. 1-3, имеют различный хим. состав и возраст. Важную роль играют Г.- Р. д. для звёздных скоплений, звёзды 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 звёзд, 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 звёздных скоплений. Во всех скоплениях есть звёзды ГП, однако характерный поворот или излом ГП у конкретных скоплений начинается при разных звёздных величинах. Положение точки поворота ГП характеризует возраст скопления. Яркие массивные звёзды, 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 звёзды 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 звёзд со временем, и позволяет использовать Г.- Р. д. скоплений в теории эволюции звёзд.

ГП скоплений в действительности размыты; их ширина порядка одной звёздной величины. В молодых скоплениях могут быть звёзды, к-рые ещё не закончили гравитац. сжатие и поэтому лежат выше ГП. Выше ГП могут лежать неразрешённые на компоненты двойные звёзды. Размывает ГП также вращение звёзд.

Шаровые скопления, звёзды к-рых отличаются от звёзд 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 звёзды горизонтальной ветви между ГП и гигантами. Горизонтальную ветвь образуют звёзды малых масс с малым обилием металлов на стадии истощения гелия в звёздном ядре. На пересечении горизонтальной ветви с полосой нестабильности расположены пульсирующие звёзды типа RR Лиры. Г.- Р. д. шаровых скоплений показывают, что это старейшие объекты Галактики, т. к. у них с ГП сейчас уходят звёзды, возраст к-рых более 10¹⁰ лет.

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

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

(Л.Р. Юнгельсон)