Войти
Наблюдательный Диаграмма Герцшпрунга – Рассела с 22 000 звезд, нанесенными из Каталога Hipparcos, и 1000 из Каталога Глизе ближайших звезд. Звезды имеют тенденцию попадать только в определенные области диаграммы. Наиболее заметной является диагональ, идущая от верхнего левого угла (горячий и яркий) к нижнему правому (более холодный и менее яркий), называемая главной последовательностью. В нижнем левом углу находятся белые карлики, а над главной последовательностью - субгиганты, гиганты и сверхгиганты. Солнце находится на главной последовательности при яркости 1 (абсолютная звездная величина 4.8) и индексе цвета B − V 0,66 (температура 5780 K, спектральная тип G2V). диаграмма Герцшпрунга-Рассела, сокращенно диаграмма H – R, диаграмма HR или HRD - это диаграмма рассеяния из звезд, показывающая взаимосвязь между абсолютными величинами или светимостью и их классификацией звезд. или эффективные температуры. Диаграмма была создана независимо друг от друга примерно в 1910 году Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Норрисом Расселом и представляла собой важный шаг к пониманию звездной эволюции.
В девятнадцатом веке в обсерватории Гарвардского колледжа проводились крупномасштабные фотографические спектроскопические исследования звезд, в результате которых были получены спектральные классификации для десятки тысяч звезд, кульминацией которых является Каталог Генри Дрейпера. В одном из сегментов этой работы Антония Мори включила деления звезд по ширине их спектральных линий. Герцшпрунг отметил, что звезды, описываемые узкими линиями, как правило, имеют меньшие собственные движения, чем другие звезды той же спектральной классификации. Он воспринял это как показатель большей яркости узкополосных звезд и вычислил вековые параллаксы для нескольких из них, что позволило ему оценить их абсолютную величину.
В 1910 году Ганс Розенберг опубликовал диаграмму, отображающую видимую величину звезд в скоплении Плеяд в сравнении с сильными сторонами линии кальция K и двух линий водорода бальмеровских линий. Эти спектральные линии служат индикатором температуры звезды, ранней формой спектральной классификации. Видимая величина звезд в одном и том же скоплении эквивалентна их абсолютной величине, поэтому эта ранняя диаграмма фактически представляла собой график зависимости яркости от температуры. Такой же тип диаграммы до сих пор используется в качестве средства отображения звезд в скоплениях без необходимости изначально знать их расстояние и светимость. Герцшпрунг уже работал с этим типом диаграммы, но его первые публикации, показывающие это, были только в 1911 году. Это также была форма диаграммы, использующей видимые величины скопления звезд, находящихся на одинаковом расстоянии.
Ранние версии диаграммы Рассела (1913 г.) включали гигантские звезды Мори, идентифицированные Герцшпрунгом, близлежащие звезды с параллаксами, измеренными в то время, звезды из Гиад (соседнее рассеянное скопление ), и несколько движущихся групп, для которых метод движущихся кластеров может использоваться для определения расстояний и, таким образом, получения абсолютных величин для этих звезд.
Существует несколько форм диаграммы Герцшпрунга – Рассела, и номенклатура не очень хорошо определена. Все формы имеют одинаковую общую схему: звезды с большей яркостью расположены в верхней части диаграммы, а звезды с более высокой температурой поверхности - в левой части диаграммы.
Исходная диаграмма отображала спектральный тип звезд по горизонтальной оси и абсолютную визуальную величину по вертикальной оси. Спектральный тип - это не числовая величина, а последовательность спектральных типов - это монотонный ряд, который отражает температуру поверхности звезды. Современные наблюдательные версии карты заменяют спектральный класс на индекс цвета (на диаграммах середины ХХ века чаще всего цвет B-V ) звезд. Этот тип диаграммы часто называют наблюдательной диаграммой Герцшпрунга-Рассела или, в частности, диаграммой цвет-величина (CMD), и она часто используется наблюдателями. В случаях, когда известно, что звезды находятся на одинаковом расстоянии, например, в звездном скоплении, диаграмма цвет – величина часто используется для описания звезд скопления с графиком, на котором вертикальная ось представляет собой видимую звездную величину звезд. Для членов скопления, по предположению, существует единственная аддитивная постоянная разница между их видимой и абсолютной величиной, называемая модулем расстояния для всего этого скопления звезд. Ранние исследования близлежащих рассеянных скоплений (таких как Гиады и Плеяды ) Герцшпрунгом и Розенбергом дали первые CMD за несколько лет до влиятельного синтеза Расселом диаграммы, собирающей данные для всех звезд, для которых можно было определить абсолютные величины..
Другая форма диаграммы отображает эффективную температуру поверхности звезды по одной оси и светимость звезды по другой, почти всегда в логарифмическом графике .. Теоретические расчеты звездной структуры и эволюции звезд дают графики, которые соответствуют наблюдениям. Такой тип диаграммы можно назвать диаграммой светимости температуры, но этот термин почти никогда не используется; когда проводится различие, эта форма называется теоретической диаграммой Герцшпрунга – Рассела. Особенностью этой формы диаграммы H – R является то, что температуры нанесены на график от высокой до низкой, что помогает сравнить эту форму диаграммы H – R с формой наблюдений.
Хотя эти два типа диаграмм похожи, астрономы проводят между ними четкое различие. Причина этого различия заключается в том, что точное преобразование одного в другое нетривиально. Для перехода между эффективной температурой и цветом требуется соотношение цвет-температура, и 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 звездной величины в видимую или абсолютную визуальную величину требуется болометрическая поправка, которая может быть получена из того же источника, что и соотношение цвет-температура, а может и не быть. Также необходимо 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 " вымирание "). Искажение цвета (включая покраснение) и угасание (затемнение) также проявляются у звезд, имеющих значительную околозвездную пыль. Идеал прямого сравнения теоретических предсказаний звездной эволюции с наблюдениями, таким образом, имеет дополнительные неопределенности, возникающие при преобразовании теоретических величин в наблюдения.
HR-диаграмма с полосой нестабильности и выделенными ее компонентами Большинство звезд занимают область на диаграмме вдоль линии, называемой главной последовательностью. На стадии своей жизни, когда звезды находятся на главной линии последовательности, они объединяют водород в своих ядрах. Следующая концентрация звезд находится на горизонтальной ветви (слияние гелия в ядре и горение водорода в оболочке, окружающей ядро). Другой важной особенностью является промежуток Герцшпрунга, расположенный в области между спектральными классами A5 и G0 и между +1 и −3 абсолютными звездными величинами (то есть между вершиной главной последовательности и гигантами в горизонтали. ветка ). Звезды переменной RR Лиры можно найти слева от этого промежутка на участке диаграммы, называемом полосой нестабильности. Цефеидные переменные также попадают в полосу нестабильности, при более высоких яркостях.
Диаграмма H-R может использоваться учеными, чтобы приблизительно измерить, насколько далеко от Земли звездное скопление или галактика. Это можно сделать, сравнивая видимую звездную величину звезд в скоплении с абсолютной звездной величиной звезд с известным расстоянием (или модельных звезд). Наблюдаемая группа затем смещается в вертикальном направлении, пока две основные последовательности не наложатся. Разница в величине, которая была соединена мостом, чтобы соответствовать двум группам, называется модулем расстояния и является прямой мерой расстояния (игнорируя затухание ). Этот метод известен как подгонка главной последовательности и представляет собой тип спектроскопического параллакса. Можно использовать не только выключение в главной последовательности, но и вершину ветвей красных гигантов.
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела, показывающая только белые карлики с данными миссии ESA Gaia 
Часть диаграммы из Gaia ESA. Темная линия, вероятно, представляет переход от частично конвективных к полностью конвективным красным карликам . Миссия ESA Gaia показала на диаграмме несколько особенностей, которые либо не были известны, либо предположительно существовали. Он обнаружил разрыв в главной последовательности, который появляется для M-карликов и объясняется переходом от частично конвективного ядра к полностью конвективному ядру. Для белых карликов диаграмма показывает несколько особенностей. Две основные концентрации появляются на этой диаграмме после последовательности остывания белых карликов, что объясняется составом атмосферы белых карликов, особенно водородом по сравнению с гелием в атмосфере белых карликов. Третья концентрация объясняется кристаллизацией ядра внутренних частей белых карликов. Это высвобождает энергию и задерживает охлаждение белых карликов.
HR-диаграммы для двух рассеянных скоплений, M67 и NGC 188, демонстрирующая отключение главной последовательности в разном возрасте Созерцание 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 двигались вниз по линии главной последовательности в течение своей жизни. Поэтому считалось, что звезды излучают энергию, преобразовывая гравитационную энергию в излучение с помощью механизма Кельвина – Гельмгольца. Этот механизм привел к тому, что возраст Солнца составил всего несколько десятков миллионов лет, что привело к конфликту по поводу возраста Солнечной системы между астрономами, биологами и геологами, у которых были доказательства того, что Земля намного старше этого. Этот конфликт разрешился только в 1930-х годах, когда ядерный синтез был определен как источник звездной энергии.
После того, как Рассел представил диаграмму на собрании Королевского астрономического общества в 1912 году, Артур Эддингтон был вдохновлен использовать ее в качестве основы для развития идей по звездная физика. В 1926 году в своей книге «Внутреннее строение звезд» он объяснил физику того, как звезды вписываются в диаграмму. Документ предвосхитил более позднее открытие ядерного синтеза и правильно предположил, что источником энергии звезды было 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 обнаружен. Эддингтону удалось обойти эту проблему, сосредоточившись на термодинамике переноса энергии в недрах звезд. Эддингтон предсказал, что карликовые звезды остаются практически статичными на главной последовательности большую часть своей жизни. В 1930-х и 1940-х годах, с пониманием термоядерного синтеза водорода, появилась подтвержденная доказательствами теория эволюции красных гигантов, вслед за которой возникли предположения о случаях взрыва и имплозии остатков в белые карлики. Термин нуклеосинтез сверхновой используется для описания создания элементов во время эволюции и взрыва звезды до сверхновой, концепция, выдвинутая Фредом Хойлом в 1954 году. Чистая математика квантовая механика и классические механические модели звездных процессов позволяют аннотировать диаграмму Герцшпрунга – Рассела известными традиционными путями, известными как звездные последовательности - продолжают добавляться более редкие и более аномальные примеры по мере того, как все больше звезд анализируется и математические модели считается.
Звездный портал  | На Викискладе есть материалы, связанные с диаграммой Герцшпрунга – Рассела. |
