Подпишитесь на наши новости
Вернуться к началу с статьи up
 

ГЕ́РЦШПРУНГА – РЕ́ССЕЛА ДИАГРА́ММА

  • рубрика

    Рубрика: Физика

  • родственные статьи
  • image description

    В книжной версии

    Том 7. Москва, 2007, стр. 24-25

  • image description

    Скопировать библиографическую ссылку:




Авторы: А. В. Миронов
Рис. 1. Диаграмма Герцшпрунга – Рессела для совокупности звёзд в окрестностях Солнца, для которых надёжно определены расстояния. Сплошными линиями обозначены основные последовательности: Ia – яркие св...

ГЕ́РЦШПРУНГА – РЕ́ССЕЛА ДИА­ГРА́М­МА (диа­грам­ма Герц­шпрун­га – Рас­се­ла), диа­грам­ма, пред­став­ляю­щая за­ви­си­мость ме­ж­ду спек­траль­ны­ми клас­са­ми звёзд или по­ка­за­те­ля­ми цве­та звёзд и их аб­со­лют­ны­ми звёзд­ны­ми ве­ли­чи­нами. Назв. Г. – Р. д. свя­за­но с име­на­ми Э. Герцш­прун­га, ко­то­рый в 1905 об­на­ру­жил, что звёз­ды раз­де­ля­ют­ся на две боль­шие груп­пы по их ра­диу­сам: кар­ли­ки и ги­ган­ты, а так­же впер­вые по­стро­ил (1911) диа­грам­му «по­ка­за­тель цве­та – ви­ди­мая звёзд­ная ве­ли­чи­на» для звёзд в ско­п­ле­ни­ях Плея­ды и Гиа­ды, и Г. Рес­се­ла, ко­то­рый по­стро­ил (1913) диа­грам­му «спект­раль­ный класс – аб­со­лют­ная звёзд­ная ве­ли­чи­на» для звёзд в ок­рест­но­стях Солн­ца. На Г. – Р. д. звёз­ды за­ни­ма­ют не про­из­воль­ные мес­та, а груп­пи­ру­ют­ся в оп­ре­де­лён­ных уча­ст­ках, об­ра­зуя по­сле­до­ва­тель­но­сти. При тео­ре­тич. рас­чё­тах в ка­че­ст­ве па­рамет­ров Г. – Р. д. ис­поль­зу­ют­ся эф­фек­тив­ная тем­пе­ра­ту­ра звез­ды и ло­га­рифм све­ти­мо­сти. На рис. 1 по­ка­за­на Г. – Р. д. для звёзд с на­дёж­но оп­ре­де­лён­ны­ми рас­стоя­ния­ми от Солн­ца. Боль­шин­ст­во этих звёзд на­хо­дит­ся на глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти, ко­то­рая про­сти­ра­ет­ся от наи­бо­лее го­ря­чих и яр­ких звёзд в ле­вом верх­нем уг­лу диа­грам­мы к наи­бо­лее хо­лод­ным звёз­дам наи­мень­шей све­ти­мо­сти (вни­зу спра­ва). На ста­дии глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти про­ходит осн. вре­мя жиз­ни звез­ды. При об­ра­зо­ва­нии звез­ды из меж­звёзд­но­го ве­ще­ст­ва она, в за­ви­си­мо­сти от её мас­сы, по­па­да­ет на т. н. на­чаль­ную глав­ную по­сле­до­ва­тель­ность; при этом чем мас­сив­нее звез­да, тем боль­ше у неё све­ти­мость, ра­ди­ус и темп-ра. На ста­дии глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти в яд­рах звёзд про­ис­хо­дят ядер­ные ре­ак­ции пре­вра­ще­ния во­до­ро­да в ге­лий (во­до­род­ный цикл). Чем мас­сив­нее звез­да, тем бы­ст­рее она эво­лю­цио­ни­ру­ет, пе­ре­ме­ща­ясь на Г. – Р. д. в крас­ную об­ласть и уве­ли­чи­вая све­ти­мость. Наи­бо­лее мас­сив­ные звёз­ды ста­но­вят­ся сверх­ги­ган­та­ми, ко­то­рые, в за­ви­си­мо­сти от све­ти­мо­сти, раз­де­ля­ют на яр­кие, нор­маль­ные и сла­бые сверх­ги­ган­ты. Звёз­ды с мас­сой, близ­кой к мас­се Солн­ца, про­во­дят на глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти ок. 10 млрд. лет. В хо­де эво­лю­ции та­кие звёз­ды от­кло­ня­ют­ся от на­чаль­ной глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти вверх и впра­во, об­ра­зуя по­сле­до­ва­тель­ность суб­ги­ган­тов. В даль­ней­шем, по­сле ис­то­ще­ния во­до­ро­да в яд­ре, звез­да за вре­мя ок. 2–10% от вре­ме­ни на­хо­ж­де­ния на глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти пе­ре­ме­ща­ет­ся в об­ласть ги­ган­тов, в ко­то­рой на­хо­дит­ся ок. 10% от вре­ме­ни жиз­ни на глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти. На ста­дии ги­ган­та све­ти­мость звез­ды су­щест­вен­но уве­ли­чи­ва­ет­ся, а темп-ра по­верх­но­сти па­да­ет. В ито­ге звёз­ды на диа­грам­ме пе­ре­ме­ща­ют­ся в бо­лее крас­ную об­ласть, об­ра­зуя по­сле­до­ва­тель­ность (или ветвь) крас­ных ги­ган­тов. Эво­лю­ция звёзд по­сле ста­дии крас­но­го ги­ган­та свя­за­на с ядер­ной ре­ак­ци­ей, при ко­то­рой ге­лий в яд­ре звез­ды пре­вра­ща­ет­ся в уг­ле­род, ки­сло­род и азот (уг­ле­род­но-азот­ный цикл). При не­ко­то­рых ус­ло­ви­ях их све­ти­мость пре­вос­хо­дит све­ти­мость нор­маль­ных ги­ган­тов; их на­зыва­ют яр­ки­ми ги­ган­та­ми. По­сле ис­то­ще­ния ге­лия в яд­ре мас­сив­ные звёз­ды за­кан­чи­ва­ют эво­лю­цию вспыш­кой сверх­но­вой, пе­ре­хо­дя в со­стоя­ние ней­трон­ной звез­ды или чёр­ной ды­ры. Звёз­ды с мас­сой ме­нее 1,3 мас­сы Солн­ца ста­но­вят­ся бе­лы­ми кар­ли­ка­ми; их звёзд­ные ве­ли­чи­ны при­мер­но на 10 звёзд­ных ве­ли­чин сла­бее, чем у звёзд глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти с той же темп-рой. По­дав­ляю­щее боль­шин­ст­во звёзд в ок­ре­ст­но­стях Солн­ца име­ет сход­ные с Солн­цем хи­мический со­став и ки­не­ма­ти­че­ские ха­рак­те­ри­сти­ки. В Га­лак­ти­ке они при­над­ле­жат к звёз­дам пло­ской со­став­ляю­щей.

Рис. 2. Диаграмма Герцшпрунга – Рессела для звёзд шарового звёздного скопления M3, являющегося типичным представителем старого и низкометалличного населения Галактики: III – красные гигант...

Ле­вее глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти рас­по­ло­же­на по­сле­до­ва­тель­ность суб­кар­ли­ков. В ок­ре­ст­но­стях Солн­ца этих звёзд не­мно­го, но из них со­сто­ит об­шир­ное га­ло на­шей Га­лак­ти­ки и, по-ви­ди­мо­му, её цент­раль­ное сгу­ще­ние – балдж. Суб­кар­ли­ка­ми яв­ля­ет­ся так­же осн. на­се­ле­ние ша­ро­вых звёзд­ных ско­п­ле­ний. На рис. 2 по­ка­за­на Г. – Р. д. для ти­пич­но­го ша­ро­во­го звёзд­но­го ско­п­ле­ния M3. Суб­кар­ли­ки ха­рак­те­ри­зу­ют­ся по­ни­жен­ным со­дер­жа­ни­ем эле­мен­тов тя­же­лее ге­лия; в ре­зуль­та­те они не­сколь­ко бо­лее го­ря­чие и бо­лее го­лу­бые, что и от­ра­жа­ет­ся на их по­ло­же­нии на Г. – Р. д. Час­то го­во­рят, что та­кие звёз­ды име­ют по­ни­жен­ную ме­тал­лич­ность. Кро­ме ме­тал­лич­но­сти, они от­ли­ча­ют­ся от звёзд га­лак­тич. дис­ка су­ще­ст­вен­но боль­шей дис­пер­си­ей про­стран­ст­вен­ных ско­ро­стей. Их на­зы­ва­ют так­же звёз­да­ми сфе­рич. со­став­ляю­щей. Суб­кар­ли­ки – очень ста­рые звёз­ды, их воз­раст срав­ним с воз­рас­том Га­лак­ти­ки; те из них, ко­то­рые име­ли мас­су, пре­вы­шаю­щую мас­су Солн­ца, уже дав­но за­кон­чи­ли эво­лю­цию и пре­вра­ти­лись в бе­лые кар­ли­ки. По­это­му на Г. – Р. д. для звёзд с низ­кой ме­тал­лич­но­стью го­лу­бых звёзд нет. Ко­гда в яд­ре звез­ды с по­ни­жен­ной ме­тал­лич­но­стью ис­то­ща­ет­ся во­до­род, она пе­ре­хо­дит на ветвь крас­ных ги­ган­тов, не­сколь­ко бо­лее яр­ких, чем звёз­ды с сол­неч­ным со­дер­жа­ни­ем хи­мич. эле­мен­тов. На сле­дую­щей ста­дии эво­лю­ции, ко­гда в яд­ре ге­лий пре­вра­ща­ет­ся в уг­ле­род, звёз­ды с де­фи­ци­том ме­тал­лов рас­по­ла­га­ют­ся на Г. – Р. д. на осо­бой по­сле­до­ва­тель­но­сти, на­зы­вае­мой го­ри­зон­таль­ной вет­вью. Ито­гом эво­лю­ции ма­ло­мас­сив­ных звёзд с де­фи­ци­том ме­тал­лов так­же яв­ля­ют­ся бе­лые кар­ли­ки.

Ис­сле­до­ва­ние Г. – Р. д. – важ­ный ис­точ­ник све­де­ний об эво­лю­ции звёзд; по­сле­до­ва­тель­но­сти на ней от­ра­жа­ют раз­ные на­чаль­ные ус­ло­вия при об­ра­зо­ва­нии звёзд и раз­ные ста­дии их раз­ви­тия.

Лит. см. при ст. Звёз­ды.

Вернуться к началу