Диаграмма Герцшпрунга -Рассела (сокращенно диаграмма HR , диаграмма HR или HRD ) представляет собой диаграмму рассеяния звезд , показывающую взаимосвязь между абсолютными звездными величинами или светимостью 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 в обсерватории Гарвардского колледжа были проведены крупномасштабные фотографические спектроскопические исследования звезд , в результате которых были созданы спектральные классификации для десятков тысяч звезд, кульминацией которых в конечном итоге стал Каталог Генри Дрейпера . В один из сегментов этой работы Антония Мори включила разделение звезд по ширине их спектральных линий . [1] Герцшпрунг заметил, что звезды, описываемые узкими линиями, имеют тенденцию иметь меньшие собственные движения , чем другие звезды той же спектральной классификации. Он воспринял это как признак большей светимости узколинейных звезд и вычислил вековые параллаксы для нескольких их групп, что позволило ему оценить их абсолютную величину. [2]
В 1910 году Ганс Освальд Розенберг опубликовал диаграмму, показывающую видимую звездную величину звезд в скоплении Плеяд в зависимости от силы линии кальция K и двух линий Бальмера водорода . [3] Эти спектральные линии служат показателем температуры звезды, ранней формой спектральной классификации. Видимая величина звезд в одном скоплении эквивалентна их абсолютной величине, поэтому эта ранняя диаграмма фактически представляла собой график зависимости светимости от температуры. Диаграммы того же типа до сих пор используются как средство отображения звезд в скоплениях без необходимости первоначально знать их расстояние и светимость. [4] Герцшпрунг уже работал с диаграммами этого типа, но его первые публикации, показывающие это, были только в 1911 году. Это также была форма диаграммы, использующая видимые величины скопления звезд, находящихся на одном и том же расстоянии. [5]
Ранние версии диаграммы Рассела (1913 г.) включали звезды-гиганты Мори, идентифицированные Герцшпрунгом, ближайшие звезды с измеренными в то время параллаксами, звезды из Гиад ( близкое рассеянное скопление ) и несколько движущихся групп , для которых можно было использовать метод движущегося скопления . использоваться для определения расстояний и, таким образом, получения абсолютных звездных величин этих звезд. [6]
Существует несколько форм диаграммы Герцшпрунга – Рассела, и номенклатура не очень четко определена. Все формы имеют одинаковое общее расположение: звезды большей светимости находятся в верхней части диаграммы, а звезды с более высокой температурой поверхности — в левой части диаграммы.
Исходная диаграмма отображала спектральный класс звезд по горизонтальной оси и абсолютную визуальную величину по вертикальной оси. Спектральный класс не является числовой величиной, а последовательность спектральных классов представляет собой монотонный ряд , отражающий температуру поверхности звезды. В современных наблюдательных версиях карты спектральный класс заменяется индексом цвета (на схемах середины ХХ века чаще всего цвет BV ) звезд. Этот тип диаграммы часто называют наблюдательной диаграммой Герцшпрунга-Рассела или, в частности, диаграммой цвет-величина (CMD), и она часто используется наблюдателями. [7] В тех случаях, когда известно, что звезды находятся на одинаковых расстояниях, например, внутри звездного скопления, для описания звезд скопления часто используется диаграмма цвет-величина с графиком, на котором вертикальная ось представляет собой видимую звездную величину звезды. Для членов скопления, по предположению, существует одна аддитивная постоянная разница между их видимыми и абсолютными звездными величинами, называемая модулем расстояния , для всего этого скопления звезд. Ранние исследования близлежащих рассеянных скоплений (таких как Гиады и Плеяды ) Герцшпрунгом и Розенбергом привели к появлению первых CMD, за несколько лет до влиятельного синтеза Расселом диаграммы, собирающей 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 всегда в логарифмическом графике . Теоретические расчеты звездной структуры и эволюции звезд дают графики, соответствующие данным наблюдений. Этот тип диаграммы можно было бы назвать диаграммой температура-светимость , но этот термин почти никогда не используется; когда проводится различие, эта форма вместо этого называется теоретической диаграммой Герцшпрунга – Рассела . Особенностью этой формы диаграммы H–R является то, что температуры отображаются от высокой температуры до низкой температуры, что помогает сравнивать эту форму диаграммы H–R с формой наблюдений.
Хотя эти два типа диаграмм схожи, астрономы проводят между ними резкое различие. Причина этого различия в том, что точное преобразование одного в другое не является тривиальным. Чтобы найти связь между эффективной температурой и цветом, требуется соотношение цвета и температуры , и построить его сложно; Известно, что это функция звездного состава , и на нее могут влиять другие факторы, такие как вращение звезд . При преобразовании светимости или абсолютной болометрической величины в видимую или абсолютную визуальную величину требуется болометрическая поправка , которая может происходить, а может и не происходить из того же источника, что и соотношение цвета и температуры. Необходимо также знать расстояние до наблюдаемых объектов ( т. е . модуль расстояния) и эффекты межзвездного затемнения , как по цвету (покраснение), так и по видимой величине (где эффект называется «затуханием»). Искажение цвета (в том числе покраснение) и исчезновение (затемнение) также наблюдаются у звезд, имеющих значительное количество околозвездной пыли . Таким образом, идеал прямого сравнения теоретических предсказаний звездной эволюции с наблюдениями имеет дополнительные неопределенности, возникающие при преобразовании теоретических величин в наблюдения.
Большинство звезд занимают на диаграмме область вдоль линии, называемой главной последовательностью . На этапе своей жизни, когда звезды находятся на главной линии 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 характерной 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 горизонтальной ветви ) . Переменные звезды типа RR Лиры можно найти слева от этого пробела на участке диаграммы, называемом полосой нестабильности . Переменные цефеид также попадают в полосу нестабильности при более высоких светимостях.
Диаграмма HR может использоваться учеными для приблизительного измерения расстояния от Земли до звездного скопления или галактики . Это можно сделать путем сравнения видимых звездных величин звезд в скоплении с абсолютными звездными величинами звезд с известными расстояниями (или модельных звезд). Затем наблюдаемую группу смещают в вертикальном направлении до тех пор, пока две основные последовательности не перекроются. Разница в величине, которая была объединена для сопоставления двух групп, называется модулем расстояния и является прямой мерой расстояния (игнорируя затухание ). Этот метод известен как подбор главной последовательности и представляет собой разновидность спектроскопического параллакса . Можно использовать не только поворот на главной последовательности, но и вершину звезд ветви красных гигантов. [8] [9]
Миссия ЕКА «Гайя» показала на диаграмме несколько особенностей, о существовании которых либо не было известно, либо предполагалось. Он обнаружил пробел в главной последовательности, который появляется у М-карликов и объясняется переходом от частично конвективного ядра к полностью конвективному ядру. [10] [11] Для белых карликов на диаграмме видно несколько особенностей. На этой диаграмме появляются две основные концентрации, соответствующие последовательности остывания белых карликов, которые объясняются составом атмосферы белых карликов, особенно атмосферой белых карликов с преобладанием водорода и гелия . [12] Третья концентрация объясняется кристаллизацией ядра внутренней части 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 звезды-карлики, а затем в течение своей жизни двигались вниз по линии главной последовательности. Поэтому считалось, что звезды излучают энергию, преобразуя гравитационную энергию в излучение посредством механизма Кельвина-Гельмгольца . Этот механизм привел к тому, что возраст Солнца составил всего лишь десятки миллионов лет, что создало конфликт по поводу возраста Солнечной системы между астрономами, биологами и геологами, у которых были доказательства того, что Земля была намного старше этого. Этот конфликт был разрешен только в 1930-х годах, когда ядерный синтез был признан источником звездной энергии.
После представления Расселом диаграммы на заседании Королевского астрономического общества в 1912 году Артур Эддингтон был вдохновлен использовать ее в качестве основы для развития идей по звездной физике . В 1926 году в своей книге «Внутреннее строение звезд» он объяснил физику того, как звезды располагаются на диаграмме. [15] Статья предвосхитила позднее открытие ядерного синтеза и правильно предположила, что источником энергии звезды было соединение водорода с гелием, 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 радиационного переноса энергии в недрах звезд. [16] Эддингтон предсказал, что звезды-карлики остаются практически в статическом положении на главной последовательности большую часть своей жизни. В 1930-х и 1940-х годах, с пониманием синтеза водорода, появилась научно обоснованная теория эволюции красных гигантов, за которой последовали предположения о случаях взрыва и имплозии остатков до белых карликов. Термин «нуклеосинтез сверхновой» используется для описания создания элементов во время эволюции и взрыва звезды, предшествовавшей сверхновой, — концепция, выдвинутая Фредом Хойлом в 1954 году . [17] Чисто математическая квантовая механика и классические механические модели звездных процессов позволяют Диаграмма Герцшпрунга-Рассела должна быть аннотирована известными традиционными путями, известными как звездные последовательности, - по мере того, как анализируется все больше звезд и рассматриваются математические модели, продолжают добавляться все более редкие и аномальные примеры.
Величины, которые легче всего измерить... это цвет и величина, поэтому большинство наблюдателей... называют эту диаграмму «диаграммой цвет-величина» или «CMD», а не диаграммой HR.
