Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (диаграмма Г-Р) является одним из самых важных инструментов в изучении эволюции звезд. Разработанная независимо в начале 1900-х годов Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Норрисом Расселлом, она отображает температуру звезд по отношению к их светимости (теоретическая диаграмма Г-Р) или цвет звезд (или спектральный класс) по отношению к их абсолютной величине (наблюдательная диаграмма Г-Р, также известная как цветовая-величинная диаграмма).
В зависимости от начальной массы каждая звезда проходит через определенные стадии эволюции, определяемые ее внутренней структурой и способом производства энергии. Каждая из этих стадий соответствует изменению температуры и светимости звезды, что можно наблюдать, как она перемещается в разные области диаграммы Г-Р по мере своей эволюции. Это раскрывает истинную силу диаграммы Г-Р – астрономы могут определить внутреннюю структуру звезды и ее стадию эволюции, просто определив ее положение на диаграмме.
Происхождение диаграммы Герцшпрунга-Рассела
Многие научные открытия сначала делаются теоретически, а затем проверяются на практике в лабораторных условиях. Однако это не относится к диаграмме Герцшпрунга-Рассела (Диаграмме Г-Р). Существенный инструмент для понимания эволюции звезд, диаграмма Г-Р была обнаружена независимо двумя астрономами в 1912 году на основе наблюдательных сравнений. Они обнаружили, что когда звезды изображаются на графике, используя параметры температуры и светимости, большинство из них формируют плавную кривую. Фактические характеристики, изначально отображаемые на графике, могут быть определены путем наблюдений.
Вероятно, это больше похоже на абсолютную величину (Mv), которая определяется по тому, насколько яркая звезда выглядит с Земли и как далеко она находится, по сравнению с цветовым индексом B-V. Этот индекс основан на разнице в количестве синего света, излучаемого звездой, и количестве визуального (более зеленого) света, что связано с температурой. Получившийся график был назван именами двух ученых-открывателей: Эйнаром Герцшпрунгом из Дании и Генри Норрисом Расселлом из США.
Представьте себе, что вы создаете график случайно выбранных звезд нашей галактики. Большинство из этих звезд, когда их отображают на Диаграмме Г-Р, образуют диагональную линию, идущую вниз слева направо. Шкала температур по нижней оси идет от самой холодной справа до самой горячей слева. Это противоречит обычной конвенции, когда значения увеличиваются слева направо на оси.
Шкала светимости на левой оси начинается с наименьшей яркости внизу и увеличивается к верху. Это помещает более холодные и тусклые звезды в нижний правый угол и более горячие и яркие звезды в верхний левый угол. Ближайшая к нам звезда, Солнце, находится примерно посередине как по шкале температуры, так и по шкале светимости относительно других звезд. Это помещает его примерно посередине диагональной линии.
Основная диаграмма Г-Р
Звезды, расположенные вдоль этой практически прямой диагональной линии, известны как звезды главной последовательности. Линия главной последовательности объясняет около 80% – 90% общей звездной популяции. Основная диаграмма Г-Р представляет собой график температуры по отношению к светимости. Температура может быть заменена или дополнена спектральным классом (или цветовым индексом, как было указано ранее). Основные спектральные классы, расположенные по порядку от самых горячих до самых холодных, это O, B, A, F, G, K, и М. Эти классы имеют характерные цвета. Спектральный тип чаще всего записывается вверху Диаграммы Г-Р, начиная с горячих, более синих звезд класса “О” слева и заканчивая холодными, более красными звездами класса “М” справа.
Закономерности, отображаемые на диаграмме Г-Р
Светимость звезды, или её “яркость”, зависит от двух факторов: её площади поверхности и температуры. Закон Стефана-Больцмана дает нам эту связь:
L = 4πR²σT⁴где L – светимость, R – радиус звезды, а T – температура (α – константа).
Из этого следует, что звезды выше главной последовательности на диаграмме Г-Р (большая светимость) с той же температурой, что и более холодные звезды главной последовательности, имеют большую площадь поверхности (больший радиус). Также звезды, у которых такая же светимость, как у менее ярких звезд главной последовательности, но находящиеся слева от них (горячие) на диаграмме Г-Р, имеют меньшую площадь поверхности (меньший радиус).
Яркие, холодные звезды следовательно обязательно очень большие. Эти огромные звезды называются Красными Гигантами и находятся выше линии главной последовательности. Антарес – хороший пример красного гиганта. Его температура составляет прохладные 3548 К (Солнце около 5770 К), в то время как его светимость является приблизительно в 50 000 раз ярче, чем у Солнца.
Это должно означать, что у него очень большой радиус, фактически, примерно в 600 раз больше солнечного радиуса! Точно так же звезды, которые очень горячие, но всё ещё тусклые, должны иметь маленькую площадь поверхности. Эти маленькие, горячие звезды называют белыми карликами и находятся ниже главной последовательности. У них могут быть радиусы размером с Землю, с температурами около 10 000 К.
Взглянув на Закон Стефана-Больцмана, мы можем заметить, что, удерживая R постоянным и строя светимость при изменении температуры, мы получаем набор диагональных линий. Эти линии постоянного радиуса идут сверху слева вниз направо (негативный угловой коэффициент) на диаграмме.
На диаграмме Герцшпрунга-Рассела (диаграмме Г-Р) можно выделить три основных области (или стадии эволюции):
- Главная последовательность. Простирается от верхнего левого угла (горячие, яркие звезды) до нижнего правого угла (холодные, тусклые звезды) и доминирует на Диаграмме Г-Р. Здесь звезды проводят около 90% своей жизни, превращая водород в гелий в своих ядрах. Звезды главной последовательности имеют класс светимости Моргана-Кинана, обозначаемый как V.
- Красные гиганты и сверхгиганты. Звезды этой области (классы светимости I-III) располагаются выше главной последовательности. Они имеют низкие поверхностные температуры и высокие светимости, что, согласно закону Стефана-Больцмана, также означает, что у них большие радиусы. Звезды переходят в эту стадию эволюции, когда истощают водородное топливо в своих ядрах и начинают сжигать гелий и другие более тяжелые элементы.
- Белые карлики. Это конечная стадия эволюции звезд с низкой и средней массой, и они находятся в левом нижнем углу диаграммы Г-Р. Эти звезды очень горячи, но имеют низкие светимости из-за своего маленького размера. Белые карлики имеют класс светимости D.
Важно отметить, что положение звезды на диаграмме Г-Р НЕ связано с её положением в космосе. На самом деле многие из более ярких звезд на диаграмме не являются ближайшими к Земле.
Связь массы и светимости
Существует связь между массой звезды главной последовательности и её светимостью. Звезды, находящиеся выше (ярче) на главной последовательности, более массивны. Эта связь известна как связь Массы и Светимости. Она утверждает, что светимость звезды пропорциональна кубу её массы.
L ∝ M³,⁵Звезды главной последовательности, более массивные по сравнению с их светимостью, могут оказаться в опасности коллапса под действием собственной гравитационной силы. Звезды менее массивные могут быть разорваны из-за давления излучения от интенсивной светимости.
Спектральные классы и классы светимости
Звезды могут быть классифицированы даже более подробно, чем просто на Гиганты, Карлики и Звезды главной последовательности. Спектральный класс звезды тесно связан с её температурой. Этот класс фактически определяется линиями в спектре звезды, которые сильно зависят от температуры. Спектральная классификация может разместить звезду на горизонтальной оси Диаграммы Г-Р, но что насчет вертикальной оси? Нам нужно классифицировать звезды в соответствии с их светимостью. Это позволило бы нам передать много информации о звезде по ее спектральной классификации и показателю светимости, включая ее приблизительное местоположение на Диаграмме Г-Р.
Один из способов классификации по светимости – это рассмотреть спектр звезды. На этот раз вместо того, чтобы смотреть, какие линии присутствуют, как мы делаем это для получения температуры или спектрального класса, мы рассматриваем ширину линий. Оказывается, что более яркие звезды имеют более узкие спектральные линии, чем менее яркие звезды того же спектрального класса.
Неустойчивость
Некоторые звезды имеют периоды в своем эволюционном пути, когда они не находятся в состоянии равновесия. Эти звезды пульсируют, расширяясь и сжимаясь, подобно легким. Это борьба между тепловым давлением внутри звезды и её гравитационной силой. Когда звезды находятся в этом состоянии дисбаланса или неустойчивости, они пересекают область, называемую Полосой Неустойчивости на Диаграмме Г-Р. Это область шириной около 1000 К, находящаяся выше главной последовательности, как показано на рисунке справа.
Звезды, называемые переменными Цефеидами, являются важным типом звезд в этом состоянии. Их период пульсации меняется пропорционально их светимости, и поэтому они используются как индикаторы расстояния (стандартные свечи). Цефеиды находятся близко к вершине Полосы Неустойчивости. Другие заметные звезды в этой области диаграммы – это звезды типа W Виргинис, расположенные примерно в середине полосы, и звезды типа RR Лиры внизу.
Роль диаграммы в развитии звездной физики
Взгляд на диаграмму Герцшпрунга-Рассела стал отправной точкой для астрономов в разработке ключевых идей о звездной эволюции. Появление этой диаграммы побудило исследователей предположить, что она может олицетворять путь звездной эволюции.
Одной из основных гипотез было то, что звезды начинают свой путь как красные гиганты, а затем двигаются вниз по линии главной последовательности в течение своей жизни, превращая водород в гелий в своих ядрах. Это предположение подразумевало, что звезды излучают энергию, преобразуя гравитационную энергию в излучение с помощью механизма Кельвина-Гельмгольца.
Такое представление даже привело к тому, что возраст Солнца оценивался всего в несколько десятков миллионов лет, что вызвало конфликт с данными из геологии и биологии, свидетельствующими о значительно более старом возрасте Земли. Этот конфликт был разрешен только в 1930-х годах, когда был открыт процесс ядерного синтеза как источника энергии звезд.
После того, как Эджард Рассел представил диаграмму Г-Р на собрании Королевского астрономического общества в 1912 году, Артур Эддингтон вдохновился использовать её в качестве основы для дальнейшего развития идей в звездной физике. В 1926 году в своей книге “Внутреннее строение звезд” он разъяснил физический механизм вписывания звезд на диаграмму. Этот документ предвосхитил открытие процесса ядерного синтеза и правильно предположил, что источником энергии звезд является превращение водорода в гелий с высвобождением огромной энергии.
Этот интуитивный скачок был удивительным, учитывая, что в то время источник энергии звезд был неизвестен, термоядерная энергия была еще не доказана, и даже то, что звезды в основном состоят из водорода, еще не было обнаружено. Эддингтон успешно объяснил термодинамику передачи энергии внутри звезд, обойдя этот вопрос. Он предсказал, что карликовые звезды останутся практически неподвижными на главной последовательности в большей части своей жизни.
Позднее, в 1930-х и 1940-х годах, с пониманием процесса термоядерного синтеза водорода, была разработана подтвержденная теория эволюции красных гигантов, за которой последовали предположения о взрывах и имплозиях, приводящих к образованию белых карликов.
С течением времени, с использованием математических моделей и квантовой механики, диаграмма Г-Р стала не только инструментом для аннотирования известных путей звездной эволюции, но и площадкой для открытия редких и аномальных примеров, по мере анализа все большего числа звезд и углубления в понимание звездных процессов.
Выводы
- Диаграмма Г-Р связывает температуру, светимость и другие характеристики звезд в удивительно понятной форме. Это позволяет астрономам классифицировать и сравнивать звезды на основе их положения на диаграмме.
- Диаграмма Г-Р обнаруживает разные стадии эволюции звезд. От главной последовательности, где звезды тратят большую часть своей жизни, до красных гигантов, сверхгигантов и белых карликов, каждая область на диаграмме представляет конкретный этап в жизненном цикле звезды.
- Перемещение звезд по диаграмме с течением времени позволяет астрономам наблюдать, как звезды изменяют свои характеристики при переходе от одной стадии к другой. Это помогает понять, какие процессы происходят внутри звезд в разные периоды их жизни.
- Диаграмма Г-Р подтверждает множество теоретических предсказаний о поведении и эволюции звезд. Открытие ядерного синтеза как источника энергии звезд, разработка моделей эволюции гигантов и белых карликов – все это нашло свое подтверждение на диаграмме.