Диограмма Герцшпрунга-Рассела

Диаграмма Герцшпрунга—Рассела

Звезды, если их нанести на диаграмму в соответствии с физическими  характеристиками, разделяются на четко  выраженные группы, соответствующие  разным стадиям их эволюции.

Звезды бывают множества  типов. Есть звезды, диаметр которых  в 30 раз превышает диаметр Солнца, и есть звезды размером всего лишь с большой земной город. Есть звезды настолько горячие, что основной цвет в спектре их излучения —  фиолетовый, и есть звезды настолько  «холодные», что даже темно-красный  свет в их спектре выражен крайне тускло. В XIX веке в астрономии произошел  перелом — ученые стали сходить  с накатанного пути классической астрономии («Где это, и как и куда оно движется?») и переходить на рельсы астрофизики («Что это, и как оно устроено?»). Одной из первоочередных задач на этом пути стала задача хотя бы внешнего упорядочивания классификации наблюдаемых во Вселенной звезд. Это и привело к независимому созданию двумя астрофизиками диаграммы, которую сегодня принято в их честь называть диаграммой Герцшпрунга—Рассела (или, сокращенно, «диаграммы ГР»).

Диаграмма ГР — как это  нередко бывает в науке — была практически одновременно разработана  двумя учеными, совершенно самостоятельно работавшими на двух разных континентах. Генри Норрис Рассел— один из крупнейших американских астрономов начала XX века — долгие годы интересовался проблемой описания жизненного цикла звезд и, судя по всему, пришел к основной идее диаграммы еще в 1909 году, однако работа с ее представлением была опубликована лишь в 1913 году. Датчанин Эйнар Герцшпрунг пришел к тем же выводам, что и Рассел, несколькими годами раньше своего американского коллеги, однако опубликованы они были (в 1905-м и 1907 годах) в узкоспециализированном «Журнале научной фотографии» (Zeitschrift für Wissenschaeftliche Photographie), издающемся к тому же на немецком языке, и публикация эта поначалу попросту осталась незамеченной астрономами. Поэтому вплоть до середины 1930-х годов эту диаграмму принято было называть просто «диаграммой Рассела», пока не был обнаружен случившийся казус, после чего датчанину было воздано должное, и теперь диаграмма носит имена обоих ученых.

Диаграмма ГР представляет собой  график, на котором по вертикальной оси отсчитывается светимость (интенсивность  светового излучения) звезд, а по горизонтальной — наблюдаемая температура  их поверхностей. Оба этих количественных показателя поддаются экспериментальному измерению при условии, что известно расстояние от Земли до соответствующей  звезды. Чисто исторически сложилось  так, что по горизонтальной оси х  температуру поверхности звезд  откладывают в обратном порядке: то есть, чем жарче звезда, тем  левее она находится. Смысл же всей диаграммы ГР заключается в  том, чтобы нанести на нее как  можно больше экспериментально наблюдаемых  звезд (каждая из которых представлена соответствующей точкой) и по их расположению определить некие закономерности их распределения по соотношению  спектра и светимости.

Выясняется, что это распределение  носит отнюдь не случайный характер: по соотношению спектра со светимостью  звезды делятся на три достаточно строгие категории или, как принято  их называть в астрофизике, «последовательности». Из верхнего левого угла в правый нижний тянется так называемая главная последовательность. К ней относится, в частности, и наше Солнце. В верхней части главной последовательности расположены самые яркие и горячие звезды, а справа внизу — самые тусклые и, как следствие, долгоживущие.

Отдельно — правее и  выше — расположена группа звезд  с очень высокой светимостью, не пропорциональной их температуре, которая  относительно низка — это так  называемые красные звезды-гиганты  и сверхгиганты. Эти огромные звезды, условно говоря, светят, но не греют. Ниже и левее главной последовательности расположены карлики — группа относительно мелких и холодных звезд.

На самом деле, три этих последовательности на диаграмме ГР строго соответствуют трем этапам жизненного цикла звезд. Красные гиганты  и сверхгиганты в правом верхнем  углу — это доживающие свой век  звезды с до предела раздувшейся внешней оболочкой (через 6,5 млрд. лет такая участь постигнет и наше Солнце — его внешняя оболочка выйдет за пределы орбиты Венеры). Они излучают в пространство примерно то же количество энергии, что и звезды основного ряда, но, поскольку площадь поверхности, через которую излучается эта энергия, превосходит площадь поверхности молодой звезды на несколько порядков, сама поверхность гиганта остается относительно холодной.

Наконец, обратимся к левому нижнему углу диаграммы ГР: здесь  мы видим так называемых белых  карликов. Это очень горячие звезды — но очень мелкие, размером, обычно, не больше нашей Земли. Поэтому, излучая  в космос относительно немного энергии, они, по причине весьма незначительной площади их поверхностной оболочки, светятся в достаточно ярком спектре, поскольку она оказывается достаточно высокотемпературной.

Вообще, по диаграмме Герцшпрунга—Рассела можно проследить весь жизненный путь звезды. Сначала звезда главной последовательности (подобная Солнцу) конденсируется из газо-пылевого облака и уплотняется до создания давлений и температур, необходимых для разжигания первичной реакции термоядерного синтеза, и, соответственно появляется где-то в основной последовательности диаграммы ГР. Пока звезда горит, она так и остается на своем месте в основной последовательности, практически не смещаясь. После того, как запасы водорода исчерпаны, звезда сначала перегревается и раздувается до размеров красного гиганта или сверхгиганта, отправляясь в правый верхний угол диаграммы, а затем остывает и сжимается до размеров белого карлика, оказываясь слева внизу.

Генри Норрис РАССЕЛ 1877–1957

Американский астрофизик. Родился в Ойстер-Бэй (штат Нью-Йорк) в семье пресвитерианского священника. Учился в Принстонском университете, где сменил своего учителя К. Юнга на должностях профессора астрономии и директора местной обсерватории, которые занимал вплоть до 1947 года. Долгое время Рассел занимался исследованием связи между спектрами звезд и их светимостью с целью разобраться в том, как эволюционируют светила. В 1913 году — независимо от Герцшпрунга — построил диаграмму, связывающую спектральные характеристики и светимость звезд (которая теперь и называется диаграммой Герцшпрунга — Рассела) по результатам изучения снимков, полученных им на фотопластинках в обсерватории Принстонского университета. Увы, ученый вывел из полученной диаграммы ложное заключение о том, что звезды появляются на свет в виде красных гигантов и со временем вырождаются в белых карликов.

Эйнар ГЕРЦШПРУНГ  1873–1967

Датский астроном. Родился  в местечке Фредериксборг близ Копенгагена. Учился в Копенгагенском политехническом институте, получил специальность инженера-химика. По окончании института (1898) в течение трех лет работал в Петербурге. Вернувшись на родину, начал изучать астрономию, одновременно проводил фотографические наблюдения в обсерватории Копенгагенского университета и небольшой обсерватории «Урания». Его исследования произвели впечатление на директора Потсдамской обсерватории К. Шварцшильда, который пригласил Герцшпрунга сначала в Гёттингенский университет, а затем в Потсдамскую обсерваторию (1909). С 1919 года Герцшпрунг работал в Лейденской обсерватории, в 1935 году стал ее директором. Выйдя в отставку, возвратился в Данию и продолжил исследования в обсерватории в Брорфельде. Образование фотохимика позволило ученому разработать уникальную для тех лет технологию расчета светимости звезд по их фотоизображениям. Сопоставив полученные результаты с данными о спектрах исследуемых звезд, Герцшпрунг и пришел к своей классификации звезд, согласно которой они подразделяются на гигантов, карликов и основной ряд. 

Эволюция звёзд

ТИПЫ ЗВЕЗД

«За исключением Луны и  планет любой кажущийся неподвижным  объект на небе является звездой, и  типы этих звезд варьируются от карликов до сверхгигантов».

ЗВЕЗДЫ – КАРЛИКИ  БЕЛЫЕ КАРЛИКИ

«Белые карлики – это  звезды белого цвета, весьма малых размеров. Они обладают крайне низкой светимостью, близкой к светимости красных  карликов, и чрезвычайно высокой  плотностью. К числу белых карликов относится спутник Сириуса, плотность  которого близка к 40 000 г\см3; масса его  составляет о,97 массы  Солнца, тогда  как диаметр равен всего лишь 0,03 диаметра Солнца. Чрезвычайно высокая  плотность белого карлика обусловлена  тем, что подавляющее большинство  их атомов полностью ионизовано. Эти  атомы состоят из атомных ядер с немногочисленными ближайшими к ним электронами и поэтому  занимают гораздо меньший объем»

КРАСНЫЕ КАРЛИКИ

«Красные карлики –  это наиболее распространенный тип  звезд. Будучи меньше по размеру, чем  солнце, они экономно расходуют свои запасы топлива, чтобы продлить время  своего существования на десятки  миллионов лет. Если можно было бы увидеть все красные карлики, небо оказалось бы буквально усеяно ими, а на диаграмме Герцшпрунга – Рассела большинство звезд оказалось бы сконцентрировано в правом нижнем углу. Однако красные карлики настолько тусклы, что мы в состоянии наблюдать лишь наименее удаленные от нас».

ЗВЕЗДЫ – ГИГАНТЫ

«После звезд основного  состояния наиболее распространенными  являются красные гиганты. У них  такая же температура поверхности, как у красных карликов, но они  намного больше и  ярче. Поэтому  их помещают над звездами основного  состояния на диаграмме Герцшпрунга – Рассела. Масса этих монстров обычно примерно равна солнечной, однако, если бы одно из них заняло место нашего  светила, его оболочка захватила бы внутренние планеты Солнечной системы.

В действительности большинство  из них имеет оранжевый цвет, но звезда  R Зайца настолько красна, что некоторые сравнивают ее с каплей крови».

ЗВЕЗДЫ – СВЕРХГИГАНТЫ

«Сверхгиганты – наибольшие по размерам звезды, радиус которых  в 30 – 2500 раз превышает радиус Солнца».

«Сверхгиганты располагаются  вдоль вершины диаграммы Герцшпрунга – Рассела. Бетельгейзе в плече Ориона имеет в поперечнике почти 600 миллионов миль (1 000 млн. км). Другой наиболее яркий светоч Ориона – Ригель, голубой сверхгигант, одна из самых ярких звезд, видимых невооруженным глазом. Будучи чуть ли не в десять раз меньше Бетельгейза, Ригель все же почти в сто раз превосходит Солнце своим размером».

«НЕБЕСНЫЕ МОГИЛЬНИКИ»

«Продолжительность жизни  звезды во многом зависит от ее массы, так же как и судьба, которая  ее ждет – белого карлика, нейтронной звезды или же черной дыры».

СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ«Сверхновые звезды – это переменные звезды, светимость которых внезапно увеличивается в сотни миллионов раз, а затем медленно спадает. Во время вспышек сверхновая звезда значительно ярче новых звезд, которых они напоминают по характеру изменения блеска.

Вспышка сверхновой звезды наблюдается  весьма редко: в отдельных галактиках в среднем не чаще чем один раз  в 200-300 лет. Вспышки сверхновых в  нашей Галактической системе  после изобретения телескопа (начало 17 в.) не наблюдались. Однако установлено, что ряд вспышек, отмеченных в  древних летописях, преимущественно  китайских, принадлежит сверхновым звездам. В ряде мест небесной сферы, где, согласно летописям, наблюдались  вспышки в настоящее время  видны своеобразные светящиеся туманности, представляющие собой несомненно продукт вспышек сверхновых звезд. Из таких объектов лучше всего изучена Крабовидная туманность в созвездии Тельца, видимая в том месте, где, согласно летописям, в 1054 наблюдалась вспышка звезды, являвшейся, как установлено, сверхновой.

Крабовидная туманность представляет собой один из наиболее мощных источников радиоизлучения. Источниками радиоизлучения являются и другие туманности, видимые на месте сверхновых звезд, вспыхивавших в нашей Галактической системе; интенсивность радиоизлучения, повидимому, тем больше, чем ярче была сверхновая звезда в максимуме блеска. Причины вспышек сверхновых выяснены недостаточно. Однако несомненно, что в процессе такой вспышки внутреннее строение звезды претерпевает существенные изменения; при этом звезда теряет огромную энергию».

«Чтобы звезда могла взорваться в качестве сверхновой, ее масса  должна, по крайней мере, в десять раз превышать массу солнца. Она  превращается в красного сверхгиганта, образуя тяжелые элементы типа железа внутри своего ядерного реактора, оставляя некоторую часть их в дальних  слоях оболочки. С потерей значительной части массы звезда постепенно утрачивает способность  сопротивляться безжалостной силе гравитации. Буквально за долю секунды ядро взрывается, разрывая звезду на куски. Расширяющееся облако материи, которое образует тело звезды соединяется с соседним межзвездным веществом, образуя остатки сверхновой         

НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ И ПУЛЬСАРЫ

«Остатки взорвавшегося  ядра известны под названием нейтронной звезды. Нейтронные звезды вращаются  очень быстро, испуская световые и  радиоволны, которые, проходя мимо Земли, кажутся светом космического маяка.

Колебания яркости этих волн навело астрономов на мысль назвать  такие звезды пульсарами. Самые быстрые  пульсары вращаются со скоростью, почти  равной 1000 оборотов в секунду». 

«К настоящему времени  их открыто уже более двухсот. Регистрируя излучение пульсаров  на различных, но близких частотах, удалось по запаздыванию сигнала  на большей длине волны (при предположении  о некоторой плотности плазмы в межзвездной среде) определить расстояние до них. Оказалось, что все  пульсары находятся на расстояниях  от 100 до 25 000 световых лет, т. е. принадлежат  нашей Галактике, группируясь вблизи плоскости Млечного Пути

ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ

«Если масса звезды в два  раза превышает солнечную, то к концу своей жизни звезда может взорваться как сверхновая, но если масса вещества, оставшегося после взрыва, всё еще превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться в плотное крошечное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякое сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению черной дыры. Они считают, что с окончанием термоядерных реакций звезда уже не может находиться в устойчивом состоянии. Тогда для массивнойзвезды остаётся один неизбежный путь: путь всеобщего и полного сжатия (коллапса), превращающего её в невидимую чёрную дыру.