Диаграмма Герцшпрунга –Рассела (сокращенно диаграмма H–R , 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 ее, 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, собравшего 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 графике . 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 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 внутри белых карликов. Это высвобождает энергию и задерживает охлаждение белых карликов. [13] [14]
Размышление над диаграммой 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 была 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.
