Диаграмма Герцшпрунга –Рассела (сокращенно диаграмма Г–Р , диаграмма HR или HRD ) — это диаграмма рассеяния звезд, показывающая связь между абсолютными величинами или светимостями звезд и их звездными классификациями или эффективными температурами . Диаграмма была создана независимо в 1911 году Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Норрисом Расселом в 1913 году и представляла собой важный шаг на пути к пониманию звездной эволюции .
В девятнадцатом веке крупномасштабные фотографические спектроскопические исследования звезд проводились в обсерватории Гарвардского колледжа , в результате чего были получены спектральные классификации десятков тысяч звезд, что в конечном итоге привело к созданию Каталога Генри Дрейпера . В одном из разделов этой работы Антония Мори включила деление звезд по ширине их спектральных линий . [1] Герцшпрунг отметил, что звезды, описанные узкими линиями, как правило, имеют меньшие собственные движения, чем другие звезды той же спектральной классификации. Он воспринял это как указание на большую светимость звезд с узкими линиями и вычислил вековые параллаксы для нескольких их групп, что позволило ему оценить их абсолютную величину. [2]
В 1910 году Ганс Освальд Розенберг опубликовал диаграмму, отображающую видимую величину звезд в скоплении Плеяды в зависимости от интенсивности линии кальция K и двух линий Бальмера водорода . [3] Эти спектральные линии служат в качестве показателя температуры звезды, ранней формы спектральной классификации. Видимая величина звезд в одном скоплении эквивалентна их абсолютной величине, и поэтому эта ранняя диаграмма фактически была графиком светимости в зависимости от температуры. Тот же тип диаграммы используется и сегодня как средство отображения звезд в скоплениях без необходимости изначально знать их расстояние и светимость. [4] Герцшпрунг уже работал с этим типом диаграммы, но его первые публикации, показывающие это, были только в 1911 году. Это была также форма диаграммы, использующей видимые величины скопления звезд, находящихся на одном расстоянии. [5]
Ранние версии диаграммы Рассела (1913 г.) включали гигантские звезды Мори, идентифицированные Герцшпрунгом, близлежащие звезды с параллаксами, измеренными в то время, звезды из Гиад (близлежащего рассеянного скопления ) и несколько движущихся групп , для которых метод движущихся скоплений мог быть использован для определения расстояний и, таким образом, получения абсолютных величин этих звезд. [6]
Существует несколько форм диаграммы Герцшпрунга-Рассела, и номенклатура не очень хорошо определена. Все формы имеют одинаковую общую схему: звезды с большей светимостью находятся в верхней части диаграммы, а звезды с более высокой температурой поверхности — в левой части диаграммы.
Первоначальная диаграмма отображала спектральный тип звезд на горизонтальной оси и абсолютную визуальную величину на вертикальной оси. Спектральный тип не является числовой величиной, но последовательность спектральных типов представляет собой монотонный ряд , который отражает температуру поверхности звезд. Современные наблюдательные версии диаграммы заменяют спектральный тип индексом цвета (в диаграммах, сделанных в середине 20-го века, чаще всего цветом BV ) звезд. Этот тип диаграммы является тем, что часто называют наблюдательной диаграммой Герцшпрунга-Рассела, или, в частности, диаграммой цвет-величина (CMD), и она часто используется наблюдателями. [7] В случаях, когда известно, что звезды находятся на одинаковых расстояниях, например, внутри звездного скопления, диаграмма цвет-величина часто используется для описания звезд скопления с помощью графика, в котором вертикальная ось представляет собой видимую величину звезд. Для членов скопления, по предположению, существует единственная аддитивная постоянная разность между их видимыми и абсолютными величинами, называемая модулем расстояния , для всего этого скопления звезд. Ранние исследования близлежащих рассеянных скоплений (таких как Гиады и Плеяды ), проведенные Герцшпрунгом и Розенбергом, привели к появлению первых CMD, за несколько лет до влиятельного синтеза диаграммы Рассела, собирающего данные для всех звезд, для которых можно было определить абсолютные звездные величины. [3] [5]
Другая форма диаграммы отображает эффективную температуру поверхности звезды на одной оси и светимость звезды на другой, почти неизменно в логарифмическом масштабе . Теоретические расчеты звездной структуры и эволюции звезд создают графики, которые соответствуют графикам из наблюдений. Этот тип диаграммы можно было бы назвать диаграммой температура-светимость , но этот термин почти никогда не используется; когда проводится различие, эта форма называется теоретической диаграммой Герцшпрунга-Рассела . Своеобразной характеристикой этой формы диаграммы H–R является то, что температуры отображаются от высокой температуры к низкой температуре, что помогает сравнивать эту форму диаграммы H–R с наблюдаемой формой.
Хотя эти два типа диаграмм похожи, астрономы проводят между ними четкое различие. Причина этого различия в том, что точное преобразование из одного в другой не является тривиальным. Для перехода между эффективной температурой и цветом требуется соотношение цвет-температура , а построить его сложно; известно, что оно является функцией звездного состава и может зависеть от других факторов, таких как вращение звезды . При преобразовании светимости или абсолютной болометрической величины в видимую или абсолютную визуальную величину требуется болометрическая поправка , которая может или не может исходить из того же источника, что и соотношение цвет-температура. Также необходимо знать расстояние до наблюдаемых объектов ( т. е . модуль расстояния) и эффекты межзвездного затемнения , как в цвете (покраснение), так и в видимой величине (где эффект называется «затухание»). Искажение цвета (включая покраснение) и затухание (затухание) также очевидны у звезд, имеющих значительную околозвездную пыль . Таким образом, идеал прямого сравнения теоретических предсказаний звездной эволюции с наблюдениями имеет дополнительные неопределенности, возникающие при преобразованиях между теоретическими величинами и наблюдениями.
Большинство звезд занимают область на диаграмме вдоль линии, называемой главной последовательностью . На этапе своей жизни, на котором звезды находятся на линии главной последовательности, они синтезируют водород в своих ядрах. Следующая концентрация звезд находится на горизонтальной ветви ( синтез гелия в ядре и горение водорода в оболочке, окружающей ядро). Другой заметной особенностью является щель Герцшпрунга, расположенная в области между спектральными классами A5 и G0 и между +1 и −3 абсолютными величинами (т. е. между вершиной главной последовательности и гигантами на горизонтальной ветви ). Переменные звезды типа RR Лиры можно найти слева от этой щели на участке диаграммы, называемом полосой нестабильности . Переменные звезды типа цефеиды также попадают на полосу нестабильности, при более высоких светимостях.
Диаграмма HR может использоваться учеными для приблизительного измерения того, насколько далеко от Земли находится звездное скопление или галактика . Это можно сделать, сравнив видимые величины звезд в скоплении с абсолютными величинами звезд с известными расстояниями (или модельных звезд). Затем наблюдаемая группа смещается в вертикальном направлении, пока две главные последовательности не перекроются. Разница в величине, которая была преодолена для того, чтобы сопоставить две группы, называется модулем расстояния и является прямой мерой расстояния (без учета поглощения ). Этот метод известен как подгонка главной последовательности и является типом спектроскопического параллакса . Можно использовать не только поворот в главной последовательности, но и кончик звезд ветви красных гигантов. [8] [9]
Миссия Gaia Европейского космического агентства показала несколько особенностей на диаграмме, которые либо не были известны, либо предполагались. Она обнаружила разрыв в главной последовательности, который появляется для М-карликов и который объясняется переходом от частично конвективного ядра к полностью конвективному ядру. [10] [11] Для белых карликов диаграмма показывает несколько особенностей. Две основные концентрации появляются на этой диаграмме после последовательности охлаждения белых карликов, которые объясняются составом атмосферы белых карликов, особенно водородом по сравнению с преобладанием гелия в атмосферах белых карликов. [12] Третья концентрация объясняется кристаллизацией ядра внутренних частей белых карликов. Это высвобождает энергию и задерживает охлаждение белых карликов. [13] [14]
Рассмотрение диаграммы привело астрономов к предположению, что она может демонстрировать звездную эволюцию , основное предположение заключалось в том, что звезды коллапсировали из красных гигантов в карликовые звезды, а затем двигались вниз по линии главной последовательности в течение своей жизни. Поэтому считалось, что звезды излучают энергию, преобразуя гравитационную энергию в излучение посредством механизма Кельвина-Гельмгольца . Этот механизм привел к возрасту Солнца всего в десятки миллионов лет, что создало конфликт по поводу возраста Солнечной системы между астрономами и биологами и геологами, у которых были доказательства того, что Земля намного старше этого возраста. Этот конфликт был разрешен только в 1930-х годах, когда ядерный синтез был идентифицирован как источник звездной энергии.
После презентации диаграммы Расселом на заседании Королевского астрономического общества в 1912 году Артур Эддингтон был вдохновлен использовать ее в качестве основы для разработки идей по физике звезд . В 1926 году в своей книге «Внутреннее строение звезд» он объяснил физику того, как звезды вписываются в диаграмму. [15] Статья предвосхитила последующее открытие ядерного синтеза и правильно предположила, что источником энергии звезды является соединение водорода в гелий, высвобождающее огромную энергию. Это был особенно замечательный интуитивный скачок, поскольку в то время источник энергии звезды был еще неизвестен, существование термоядерной энергии не было доказано, и даже то, что звезды в основном состоят из водорода (см. металличность ), еще не было обнаружено. Эддингтону удалось обойти эту проблему, сосредоточившись на термодинамике лучистого переноса энергии в недрах звезд. [16] Эддингтон предсказал, что карликовые звезды остаются в по существу статическом положении на главной последовательности большую часть своей жизни. В 1930-х и 1940-х годах, с пониманием водородного синтеза, появилась подкрепленная доказательствами теория эволюции красных гигантов, за которой последовали предполагаемые случаи взрыва и имплозии остатков в белых карликов. Термин «нуклеосинтез сверхновой» используется для описания создания элементов во время эволюции и взрыва звезды, предшествующей сверхновой, концепция, выдвинутая Фредом Хойлом в 1954 году. [17] Чистая математическая квантовая механика и классические механические модели звездных процессов позволяют аннотировать диаграмму Герцшпрунга-Рассела известными общепринятыми путями, известными как звездные последовательности — продолжают добавляться более редкие и аномальные примеры по мере того, как анализируется все больше звезд и рассматриваются математические модели.
Величины, которые легче всего измерить... — это цвет и величина, поэтому большинство наблюдателей... называют эту диаграмму «диаграммой цвет–величина» или «CMD», а не диаграммой HR.
