Открыть главное меню
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга — Рессела, Расселла, просто диаграмма Г-Р или диаграмма цвет — звёздная величина, спектр — светимость) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Звёзды на этой диаграмме образуют хорошо различимые участки.

Была предложена примерно в 1910 году независимо Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США). Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции.

Диаграмма даёт возможность (хотя и не очень точно) найти абсолютную звездную величину по спектральному классу, особенно для спектральных классов O—F. Для поздних классов это осложняется необходимостью сделать выбор между гигантом и карликом, однако определённые различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор[1].

Около 90 % звёзд находятся на главной последовательности. Их светимость обусловлена термоядерными реакциями превращения водорода в гелий. Выделяется также несколько ветвей проэволюционировавших звёзд — гигантов, в которых происходит горение гелия и более тяжёлых элементов. В левой нижней части диаграммы находятся полностью проэволюционировавшие белые карлики.

Содержание

ИсторияПравить

В девятнадцатом веке в Гарвардской обсерватории было проведено крупномасштабное спектроскопическое исследование звёзд, которое вылилось в Каталог Генри Дрейпера. В одном сегменте этой работы Антония Мори включила деление звёзд по ширине их спектральных линий.[2] Герцшпрунг заметил, что звёзды с более узкими линиями имели меньшее собственное движение, чем другие звёзды той же спектральной классификации. Он принял это как показатель большей светимости для узко-линейчатых звёзд и вычислил годичный звёздный параллакс для некоторых групп из них, что позволило ему определить их абсолютную звёздную величину.[3]

В 1910 Ханс Розенберг опубликовал диаграмму, в которой отражались видимые звёздные величины звёзд в скоплении Плеяды на основании кальциевых Фраунгоферовых линий и двух водородных серий Бальмера. Эти спектральные линии служат заменой температуры звезды, ранняя форма спектральной классификации. Видимая звёздная величина звёзд одного скопления эквивалента их абсолютной звёздной величине, поэтому эта ранняя диаграмма по сути была показателем светимости на основании температуры. Такой же тип диаграммы до сих пор используется как способ показать звёзды в скоплении без необходимости изначально знать рассстояние и светимость.[4]

Ранние версии диаграммы Рассела включали в себя звёзды-гиганты Антонии Мори, качественные определенный Герцшупрнгом, звёзды из скопления Гиады и несколько передвигающихся групп, для которых метод движущегося скопления позволял получить расстояния и таким образом определить абсолютную звёздную величину для этих звёзд.[5]

Виды диаграммыПравить

Существует несколько видов диаграммы, и их наименование не очень тщательно определено. Вначале диаграмма показывала спектральный класс звезды по горизонтальной оси и абсолютную звёздную величину по вертикальной. Спектральный тип сложно отображать на диаграмме, так как это не числовая величина, и современные версии диаграммы представляют здесь цветовой индекс B-V звёзд. Этот тип диаграммы часто называют диаграммой Герцшпрунга — Рассела или «цвет — звёздная величина», и он часто используется наблюдателями. Если звёзды находятся на близких одинаковых расстояниях (например звёзды скоплений), то диаграмма часто используется для описания скопления, и вертикальная ось становится просто звёздной величиной.

Ниже главной последовательности, начиная примерно от её середины, к правому нижнему углу тянется так называемая «последовательность (или ветвь) субкарликов». Субкарлики — это старые, маломассивные, бедные тяжёлыми элементами звёзды, составляющие сферическую компоненту звёздного населения Галактики. По современным воззрениям, они реликты времён самого начала звездообразования, дожившие до наших дней благодаря малой массе: продолжительность их эволюции превышает время существования Вселенной. Более массивные «звёзды-пионеры» давно уже взорвались как сверхновые и обогатили вещество Вселенной тяжёлыми элементами.

См. такжеПравить

ПримечанияПравить

  1. П. Г. Куликовский. Справочник любителя астрономии. — 4-е изд.. — М.: Едиториал УРСС, 1971. — С. 131-132. — 688 с. — 2030 экз. — ISBN 5-8360-0303-3.
  2. A.C. Maury; E.C. Pickering (1897). “Spectra of bright stars photographed with the 11-inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial”. Annals of Harvard College Observatory. 28: 1—128. Bibcode:1897AnHar..28....1M.
  3. Hertzprung, Ejnar (1908). “Über die Sterne der Unterabteilung c und ac nach der Spektralklassifikation von Antonia C. Maury”. Astronomische Nachrichten. 179 (24): 373—380. Bibcode:1909AN....179..373H. DOI:10.1002/asna.19081792402.
  4. Vandenberg, D. A.; Brogaard, K.; Leaman, R.; Casagrande, L. (2013). “The Ages of 95 Globular Clusters as Determined Using an Improved   Method Along with Color-Magnitude Diagram Constraints, and Their Implications for Broader Issues”. The Astrophysical Journal. 775 (2): 134. arXiv:1308.2257. Bibcode:2013ApJ...775..134V. DOI:10.1088/0004-637X/775/2/134.
  5. Russell, Henry Norris (1914). “Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars”. Popular Astronomy. 22: 275—294. Bibcode:1914PA.....22..275R.