Представьте, что вы разложили на столе фотографии всех жителей города по двум признакам: рост по вертикали, возраст по горизонтали. Вы увидите не хаотичную россыпь, а понятные скопления: дети, взрослые, старики. Примерно так астрономы поступили со звёздами, и получилась диаграмма Герцшпрунга — Рассела, или коротко диаграмма Г—Р.
Её назвали в честь Эйнара Герцшпрунга и Генри Норриса Расселла, которые впервые построили её в разных вариантах в 1911 и 1913 годах. Звёзды на ней не рассыпаются равномерно, а собираются в несколько областей. Эти области отражают, как звёзды рождаются, живут и стареют.
Что отложено по осям
Диаграмма Г—Р относится к диаграммам рассеяния: каждая звезда — одна точка. По вертикали откладывают абсолютную звёздную величину или светимость в логарифмическом масштабе. Яркие звёзды оказываются вверху, тусклые внизу.
По горизонтали откладывают спектральный класс или связанную с ним величину: температуру поверхности либо показатель цвета. Слева находятся горячие голубые звёзды ранних спектральных классов, справа холодные красные звёзды поздних классов. У диаграммы есть и другие названия: «спектр — светимость», «светимость — эффективная температура». Строго говоря, они относятся к её определённым вариантам.
Если нужна диаграмма для группы звёзд, заведомо находящихся на одном расстоянии от нас, можно использовать даже видимую звёздную величину.
Как связаны яркость, цвет и размер
Абсолютная звёздная величина — это видимая величина, которую имела бы звезда на расстоянии 10 парсек. Её связывают с полной светимостью, а светимость удобно измерять в единицах светимости Солнца. Болометрическая абсолютная звёздная величина Солнца, то есть измеренная с учётом излучения во всех участках спектра, составляет +4,7.
Цвет звезды тоже не случаен. Спектр звезды отчасти похож на спектр абсолютно чёрного тела, а по закону смещения Вина чем выше температура, тем в более коротких волнах лежит максимум излучения, и тем голубее свет. Спектральный класс определяют по линиям поглощения, которые возникают при переходах электронов между уровнями энергии. Вероятность этих переходов сильно зависит от температуры. Поэтому температура поверхности, спектральный класс и цвет оказываются тесно связаны.
Есть и ещё одна скрытая подсказка: размер. Температура, радиус и светимость связаны законом Стефана — Больцмана. Значит, зная светимость и температуру, можно оценить радиус звезды. Положение точки на диаграмме говорит и о том, велика звезда или мала.
Главная последовательность: где живёт большинство
Самая населённая область — главная последовательность, диагональная полоса от верхнего левого угла к правому нижнему. Там находятся около 90 % всех звёзд, включая Солнце. Полоса тянется от ярких горячих звёзд класса O до холодных и тусклых звёзд класса M.
Причина многолюдности проста: здесь звёзды сжигают водород в ядре, а это самая долгая стадия их жизни. Светимости на главной последовательности лежат в пределах от 10−4 до 106 светимостей Солнца, температуры — от 3 до 50 тысяч кельвинов.
Положение звезды на полосе в основном определяет масса: чем она больше, тем звезда горячее, ярче и выше. Возраст и химический состав влияют гораздо слабее. Нижняя часть полосы населена плотнее верхней: массивных звёзд рождается меньше, и они быстрее покидают главную последовательность.
Звёзды главной последовательности называют карликами, например красными или жёлтыми. Но не все карлики принадлежат к ней: белые и коричневые карлики стоят в стороне. Чуть ниже главной последовательности, примерно на 1,5 звёздной величины, идут субкарлики. Они тоже сжигают водород в ядре, но содержат меньше тяжёлых элементов.
Гиганты: путь вверх и вправо
Когда в ядре звезды кончается водород, оно становится гелиевым, а водород продолжает гореть в слое вокруг ядра. Светимость растёт, внешние слои расширяются и остывают, и звезда на диаграмме движется вверх и вправо. Так она проходит стадию субгиганта и становится красным гигантом.
У гигантов спектральных классов G, K и M светимость при переходе от G0 к M5 в среднем растёт от 30 до 1000 светимостей Солнца. У карликов тех же классов она, наоборот, падает от 1,5 до 0,01. Поэтому в этих классах звёзды чётко делятся на две ветви.
У гигантов несколько стадий, и каждой отвечает своя область:
- Ветвь красных гигантов почти вертикальна и доходит до абсолютной величины −3. В ядрах реакций нет, водород горит в оболочке.
- Горизонтальная ветвь лежит вблизи нуля абсолютной величины. Здесь звёзды сжигают гелий в ядре. Через неё проходит полоса нестабильности, где звёзды пульсируют, поэтому часть из них — переменные типа RR Лиры. Возле Солнца заметна лишь красная часть ветви, красное сгущение.
- Асимптотическая ветвь гигантов идёт от горизонтальной ветви к верху ветви красных гигантов. Гелий в ядре уже исчерпан и горит в оболочке.
Субгиганты быстро проходят свою стадию, особенно массивные. Поэтому в окрестностях Солнца между главной последовательностью и гигантами зияет пустота, пробел Герцшпрунга. Зато в шаровых скоплениях ветвь субгигантов видна отлично.
Сверхгиганты и белые карлики
Вверху диаграммы находятся сверхгиганты — ярчайшие звёзды. Их светимость составляет от десятков тысяч до миллионов солнечных, а абсолютные величины в среднем от −4 до −8. Массивная звезда становится сверхгигантом после исчерпания водорода: в ядре идут реакции со всё более тяжёлыми элементами, оболочка расширяется и остывает. Сначала звезда голубой сверхгигант, затем красный. Если она теряет часть массы, то может снова стать голубой.
В нижнем левом углу живут белые карлики: горячие, но крошечные, а потому тусклые. При одинаковых спектральных классах они примерно на 10 звёздных величин слабее звёзд главной последовательности. Так заканчивают жизнь звёзды с массой до нескольких солнечных. Красный гигант сбрасывает внешние оболочки, из них возникает планетарная туманность, а бывшее ядро с очень высокой температурой становится белым карликом. Он излучает запасённое тепло, медленно остывая и тускнея.
Границы, за которые звёзды не заходят
У диаграммы есть пределы. Сверху её ограничивает предел Хэмпфри — Дэвидсона, он же предел де Ягера: выше стабильные звёзды без переменности не наблюдаются. Для красных сверхгигантов предельная светимость около 3·105 светимостей Солнца, для голубых 1,6·106. Вероятно, слишком яркая звезда начинает быстро терять массу, но точный механизм неизвестен.
Справа красных гигантов ограничивает линия Хаяши. Если звезда полностью охвачена конвекцией, её температура мало зависит от светимости, и на диаграмме получается почти вертикальная линия при температурах около 3000–5000 K. Справа лежит «запретная зона». Звезда не может быть холоднее: в таком случае конвекция стала бы очень сильной, перенесла бы к поверхности больше энергии, и температура вернулась бы к линии Хаяши.
Диаграмма зависит от того, кого считать
Вид диаграммы меняется с выборкой звёзд. Если брать ближайшие звёзды, гигантов и ярких звёзд главной последовательности почти не будет: их мало вокруг. Если брать звёзды, которые кажутся яркими, они наоборот будут заметны, ведь яркие объекты видны издалека. Это пример систематической ошибки отбора.
Особенно ценны звёздные скопления. Все их звёзды примерно на одном расстоянии, поэтому можно строить диаграмму по видимым величинам, и ошибки расстояния не мешают. Звёзды скопления обычно одного возраста и состава, то есть лежат вдоль одной изохроны. Сравнивая наблюдаемую диаграмму с рассчитанными изохронами, можно определить возраст скопления, содержание тяжёлых элементов и расстояние до него.
Есть и трудности. В шаровых скоплениях звёзды стоят так тесно, что близкие легко принять за одну. В рассеянных скоплениях звёзд меньше в тесноте, зато на их фоне часто видны посторонние звёзды поля, а межзвёздное поглощение искажает картину.
Простая картинка из точек оказалась хроникой звёздных жизней. Достаточно знать, где стоит звезда, чтобы понять, молода она или стара, и что её ждёт дальше.
Источник: Википедия — Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
