При изучении наблюдаемых характеристик звезд и исследовании их эволюции астрономы часто обращаются к диаграмме, впервые постро­енной в 1911 г. датским астрономом Эйнаром Герцшпрунгом (1873-1967), а в 1913 г. независимо представленной в несколько иной форме американским ас­трономом Генри Норрисом Расселом (1877-1957).

Большинство звезд на диаграмме Герцшпрунга—Рассе­ла располагаются вдоль главной по­следовательности, повторяющей ход замеченной Расселом полосы наи­большей концентрации звезд. Пере­ходя от верхнего левого к нижнему правому углу диаграммы вдоль глав­ной последовательности, мы прой­дем все спектральные классы — от O до M, пятого класса светимости.

Диаграмма Герцшпрунга—Рассела

Итак, большинство звезд, в том числе и наше Солнце, принадлежат главной последовательности, иными словами, являются карлика­ми. Правее и выше главной последовательности нахо­дятся другие области по­вышенной концентрации звезд, названные последова­тельностями субгигантов, гигантов и сверхгигантов. Левее и ниже главной после­довательности лежат субкарлики и белые карлики.

В наше время диаграм­му Герцшпрунга—Рассела строят не только в ко­ординатах «спектральный класс - абсолютная звезд­ная величина». Поскольку известно, что гарвардский спектральный класс почти полностью определяется температурой поверхности звезды, часто вместо него по горизонтальной оси откладывают какую-либо иную величину, тесно свя­занную с температурой, на­пример показатель цвета. А нанося на диаграмму ре­зультаты теоретических рас­четов, просто используют значение эффективной температуры, даваемое математической моделью звезды. На вертикаль­ной оси часто указывают не абсолютную звездную величину, а лога­рифм светимости звезды. Хотя смысл диаграммы от этого не меняет­ся, ее внешний вид может немного трансформироваться, поскольку последовательность спектральных классов связана с температурой звезды нелинейной зависимостью.

Диаграммы Герцшпрунга—Рассела нередко строят для определен­ных группировок звезд, например, для звезд одного скопления, чтобы составить представление о том, какие именно звезды в него входят.

Поскольку все звезды скопления находятся от нас примерно на одина­ковом расстоянии, их относительная видимая яркость соответствует их относительной светимости. Поэтому для звезд одного скопления диаграмму Герцшпрунга—Рассела можно строить в координатах «по­казатель цвета — видимая звездная величина»: внешний вид диаграм­мы при этом не меняется. А ведь именно он может многое рассказать об эволюции звездного скопления.

В процессе эволюции ме­няются светимость и температура звезды, со­ответственно меняется и ее положение на диа­грамме: оно перемещает­ся вдоль определенной линии, как говорят астро­номы — вдоль эволюци­онного трека. Обычно это непрерывная, хотя и весьма замысловатая ли­ния. Скачки происходят редко, напри­мер при взрыве сверхно­вой или другом резком повороте судьбы.

Очевидно, что в каждом скоплении все звез­ды родились почти одновременно, из одинакового вещества, в одинаковых условиях и различаются только своей исходной массой. Сразу после формирования они, в соответствии со своей массой, занимают положение на главной последовательности и начинают эволюцион­ное движение — каждая по своему треку. Массивные звезды высокой светимости эволюционируют быстро и первыми покидают главную последовательность. Звезды меньшей массы остаются на ней дольше.

Звезды разной массы, но одинакового возраста образуют на этой диаграмме последовательности, называемые изохронами (т. е. линия­ми равного возраста). Их форму можно рассчитать, исходя из совре­менной теории звездной эволюции. Сопоставляя теоретически рас­считанные изохроны с полученной из наблюдений звездного скопле­ния диаграммой Герцшпрунга—Рассела, можно определить возраст скопления, а также исходный химический состав его звезд, который также влияет на форму изохроны. Скажем, диаграммы Герцшпрунга— Рассела рассеянных звездных скоплений заметно отличаются от ана­логичных диаграмм шаровых звездных скоплений — это отражает большое различие их возраста (шаровые скопления намного старше) и химического состава (в рассеянных скоплениях звезды богаче тяже­лыми элементами).

Источники

См. также