Астронет: А. В. Локтин, В. А. Марсаков Звездная астрономия в лекциях http://variable-stars.ru/db/msg/1245721/lec.5.1.html

5.1 Основные последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела

Лекция 5. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

5.1 Основные последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела

Основные наблюдаемые характеристики каждой звезды - спектр и светимость - зависят от ее массы, возраста и химического состава. Изучение таких зависимостей является главным источником информации об эволюции звёзд и характеристиках звёздных населений. Основным инструментом при этом служит диаграмма Герцшпрунга-Рессела (далее ГР-диаграмма). Диаграмма Герцшпрунга-Рессела показывает связь между абсолютными звёздными величинами звёзд и их спектральными классами. Первоначально эта диаграмма строилась для ближайших звёзд с точно измеренными тригонометрическими параллаксами. Так как абсолютная звёздная величина является мерой светимости, то по оси ординат ГР-диаграммы часто откладывают болометрическую звёздную величину. А так как кроме спектрального класса имеются и иные меры температуры на поверхности звезды, и, прежде всего, это показатели цвета в различных фотометрических системах, то по оси абсцисс часто откладывают показатели цвета или эффективную температуру. Замена абсолютных звёздных величин на светимости, а спектральных классов на иные меры температуры несколько изменяют вид диаграммы, не меняя ее сущности, поэтому часто диаграммы с разными мерами светимости и температуры также называют диаграммами Герцшпрунга-Рессела. Сущность же рассматриваемой диаграммы в том, что звёзды не заполняют равномерно плоскость этой диаграммы, а группируются вдоль более или менее выделяющихся последовательностей. Эти последовательности можно отождествить с классами светимости, описанными в предыдущей лекции.

Рис. 5-1	Рис. 5-2

На рис. 5-1 показаны последовательности звёзд и положения звёзд разных классов светимости. Отметим, что сверхгиганты практически не образуют выделенных последовательностей, и разделение сверхгигантов на подклассы по светимости (II, Ia, Iab и Ib) является условным. Хорошо выделенной является область красных гигантов III-го класса светимости, главная последовательность (V-ый класс светимости), последовательность субкарликов (VI-ой класс светимости) и белых карликов (VII-ой класс светимости). Статус последовательности субкарликов долго не могли определить: если карлики (звёзды главной последовательности), гиганты и белые карлики есть состояния, связанные с определенными стадиями эволюции звёзд, то с субкарликами какой-либо эволюционной стадии связать оказалось невозможным. Тщательные исследования показали, что субкарлики на самом деле являются звездами главной последовательности, но имеющими существенно (в 10 - 100 раз) более низкие содержания тяжелых элементов.

Построить ГР-диаграмму, отражающую не только качественное разделение звёзд на определенные классы, но и количественные соотношения между плотностями населенности звездами различных частей диаграммы очень трудно. Это связано с тем, что самые яркие звёзды - верхней части главной последовательности, сверхгиганты и гиганты - наблюдаются на больших расстояниях и, следовательно, выбираются из значительно большего объема, чем слабые красные карлики и белые карлики. Такое явление называется селекцией, с этим явлением астрономы встречаются очень часто. Определение количественных соотношений между численностями звёзд разных спектральных классов и классов светимости будет рассмотрено в лекци 12. Здесь же, на рис. 5-2 мы показываем ГР-диаграмму, построенную по звездам каталога Hipparcos, для которых абсолютные звёздные величины вычислены по точным тригонометрическим параллаксам. Из рисунка хорошо видно, насколько мало в окрестностях нашего Солнца встречается звёзд большой светимости главной последовательности и сверхгигантов по сравнению со звездами главной последовательности умеренных светимостей. Также много наблюдается и красных гигантов, заметны на рисунке и субгиганты. Относительно малое количество слабых звёзд главной последовательности объясняется исключительно селекцией, так же как и полное отсутствие белых карликов. Оценить, какие звёзды в основном подвергаются селекции можно исходя из того, что предельная видимая звёздная величина каталога Hipparcos близка V ≈ 10^m. Сейчас известно, что на самом деле плотность красных карликов в объеме Галактики значительно больше, чем более ярких звёзд главной последовательности и гигантов. Рис. 5-2 отражает количественные соотношения между звездами, видимыми на небе в небольшой телескоп или даже невооруженным взглядом. Из рисунка следует, что невооруженным взглядом в основном видны звёзды спектральных классов A и F главной последовательности, а также красные гиганты, тогда как небольшой телескоп лишь несколько увеличивает относительную численность звёзд спектрального класса G.

Как будет показано ниже, ГР-диаграмма является важнейшим инструментом при исследовании звёздных скоплений.