Практическая работа по астрономии «Заполнение диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (лабораторная работа)

В 1908 г. датский астроном Э.Герцшпрунг и в 1910 г. американский астроном Г.Рессел независимо друг от друга сопоставил L (абсолютные звездные величины M ) звезд со спектральными классами Sp (температурами T ) этих же звезд, то есть построили диаграмму “спектр- “ - самую знаменитую и самую важную диаграмму астрономии (рис. 3). По оси абсцисс диаграммы Герцшпрунга-Рессела (диаграммы Г-Р) откладываются Sp от O до M (внизу диаграммы), причем класс O располагается ближе к началу координат, либо температура T (вверху диаграммы); по оси ординат откладывается визуальная абсолютная звездная величина M V (слева) или L, выраженная в светимостях Солнца (справа) причем ближе к началу координат в порядке убывания располагаются положительные значения абсолютных звездных величин. Все известные стационарные (нормальные) звезды по совокупности двух характеристик занимают на диаграмме строго определенное место, в соответствии с которым м присваивается тот или иной .

Рисунок 3.

Класс светимости – астрофизический параметр, характеризующий звезду по тому месту на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, которое занимает по совокупности двух характеристик: спектра (или температуры) (или абсолютной звездной величины); определяется принадлежностью к той или иной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела и обозначается римской цифрой. Классификация, разработанная в Йеркской обсерваторией У.Морганом, Ф.Кинаном и Э.Келлманом, называется классификацией (системой) Моргана-Кинана-Келлмана., или классификацией МКК (МК).

Большинство стационарных звезд (более 80%) “ложатся” на диагональ диаграммы. Верхний конец диаграммы находится в области высоких температур и (M = -5 m ÷ -6 m , O), нижний конец - в области низких температур и (M = +15 m , M). Эта диагональ называется главной последовательностью, звезды, лежащие на ней, - ми главной последовательности или ми пятого класса светимости. Звезды V класса светимости, расположенные в верхней части главной последовательности, называются голубыми или горячими гигантами. голубых гигантов L ≈ 10 4 ÷ 10 6 , O или B, B - V = -0 m 45÷ -0 m 20, температура T ≈ 2 ¸ 5 × 10 4 K, масса M ≈ 30M ⊙ . Белые гиганты – так часто называют звезды главной последовательности, расположенные вблизи A; таких звезд L ≈ 10 2 , B - V ≈ 0 m , температура T ≈ 10000K, масса M ≈ 5 ¸ 10M ⊙ . Солнце, визуальная абсолютная звездная величина которого M V ⊙ = +4 m ,82 а G2, является звездой главной последовательности (V ). Звезды, расположенные в этой области главной последовательности, называются желтыми карликами: таких звезд L ≈ 1, B - V ≈ +0 m ,6, температура T ≈ 6000K, масса M ≈ M ⊙ . Наконец, звезды, расположенные в нижней части главной последовательности (ниже Солнца), называются красными или холодными карликами; их К или M, максимум излучения приходится на красную область спектра, то есть B - V ≈ +1 m 0÷ +2 m 5, M V ≈ +15 m ÷ +8 m , L ≈ 10 -3 ÷ 10 -1 , масса M ≈ 0,1 × M ⊙ .

В верхней части диаграммы почти параллельно оси абсцисс располагаются сверхгиганты или звезды I класса светимости – это звезды B0÷ M5, абсолютной звездной величины M V ≈ -5 m ÷ -8 m , светимости L ≈ 10 3 ÷ 10 6 и массы M ≈ 10÷ 40M ⊙ . I подразделяется на две параллельные ветви: Ia – яркие сверхгиганты, Ib – слабые сверхгиганты. В верхнем правом углу (M V = -5 m ÷ -6 m , K, M) расположены красные звезды I класса светимости, обладающие низкой поверхностной яркостью, высочайшей ю и, следовательно, очень большими радиусами, - красные сверхгиганты.

Ниже них на диаграмме Г-Р находятся звезды II класса светимости или яркие гиганты - звезды B0÷ V ≈ -5 m , светимости L ~ 10 4 , и массы M ≈ 10÷ 15M ⊙ . Еще ниже в области абсолютных звездных величин M V ≈ 0 m ÷ -3 m располагаются красные и желтые гиганты или звезды III класса светимости – это звезды G0÷ M5, абсолютной звездной величины M V ≈ 0 m ÷ -3 m , светимости L ≈ 10 2÷ 10 3 , массы M ≈ 3 ¸ 7M ⊙ .

Между последовательностью гигантов и главной последовательностью проходит последовательность субгигантов или звезд IV класса светимости, то есть звезд F0÷ M0, абсолютной звездной величины M V ≈ +3 m ÷ 0 m , светимости L ≈ 1÷ 10 2 и массы M ≈ 1÷ 3M ⊙ . Гиганты и субгиганты образуют на диаграмме Г-Р ветвь гигантов. L ≈ 10 -2÷ 1, масса M ≈ 0,1÷ 1M ⊙ . Субкарлики относятся к м VI класса светимости.

В нижнем левом углу диаграммы в области низких и высоких температур (M V = +15 m÷ +10 m , спектральный класс O ... F) мы обнаружим белые карлики или звезды VII класса светимости. Эти удивительные звезды имеют радиус R ~ 10 -2 R ⊙ , массу M < 1,4M ⊙ , а их средняя плотность r ~ 10 6 ¸ 10 9 г/см 3 . является такой же важной характеристикой звезды, как масса, радиус или температура. Ценность диаграммы Г-Р заключается в том, что она является эволюционной диаграммой, то есть отнесение звезды к конкретному классу светимости свидетельствует о той , на которой эта находится в момент наблюдений.

Если удалось получить хороший спектр звезды и по особенностям в спектре определить, к какому классу светимости относится , то по диаграмме Герцшпрунга-Рессела для этой звезды можно оценить значение абсолютной звездной величины M . Далее легко получить расстояние до звезды, используя соотношение (18) для модуля расстояний. Метод оценки расстояний с помощью спектра звезды и диаграммы Герцшпрунга-Рессела называется методом спектральных параллаксов.

Существует связь между характеристиками звезд. Она была обнаружена еще свыше 80 лет назад – в 1914 году.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Будем изображать звезды точками на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, где по оси абсцисс отложены спектральные классы (или соответствующие им показатели цвета), а по оси ординат – абсолютные величины, являющиеся мерой светимости соответствующих звезд (рис.1). Из рис.1 видно, что звезды лежат на этой диаграмме не беспорядочно, а образуют явно выраженные последовательности. Большинство звезд находится в пределах сравнительно узкой полосы, идущей от левого верхнего угла диаграммы к правому нижнему. Это так называемая «главная последовательность» звезд. В верхнем правом углу группируются звезды в виде довольно беспорядочной кучи. Их спектральные классы – G, К и М, а абсолютные величины находятся в пределах (+2)-(-6). Они называются «красными гигантами», хотя среди них есть и желтые звезды. Наконец, в нижней левой части диаграммы мы видим небольшое количество звезд. Их абсолютные величины слабее +10, а спектральные классы лежат в пределах от В до F. Следовательно, это очень горячие звезды с низкой светимостью. Но низкая светимость при высокой поверхностной температуре может быть, очевидно, только тогда, когда радиусы звезд достаточно малы. Таким образом, в этой части диаграммы «спектр – светимость» находятся очень маленькие горячие звезды. Такие звезды называются «белыми карликами».

Количество точек на диаграмме «спектр – светимость», приведенной на рис.1, не дает правильного представления об относительном количестве звезд различных классов в Галактике. Так, например, звезд-гигантов с высокой светимостью на этой диаграмме непропорционально много по сравнению с «карликами» низкой светимости. Это объясняется условиями наблюдений: благодаря высокой светимости гиганты видны с очень больших расстояний, между тем как значительно более многочисленные карлики на таких расстояниях очень трудно наблюдать (если говорить о спектральных наблюдениях).

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела для близких звезд

Некоторое представление об относительном количестве звезд разных последовательностей можно получить, если откладывать на диаграмме «спектр – светимость» все без исключения звезды, находящиеся от Солнца на расстоянии, не превышающем 5 пс (16,3 светового года). Такая диаграмма приведена на рис.2. Обращает на себя внимание отсутствие хотя бы одного гиганта. Зато нижняя правая часть главной последовательности очень отчетливо выражена. Мы видим, что в этом сферическом объеме радиусом 5 пс (довольно типичном для Галактики) подавляющее большинство звезд слабее и холоднее Солнца. Это так называемые «красные карлики», лежащие на нижней правой части главной последовательности. На этой же диаграмме нанесено наше Солнце. Только три звезды (из примерно 50, находящиеся в этом объеме) излучают сильнее Солнца. Это Сириус – самая яркая из звезд, видимых на небе, Альтаир и Процион. Зато на рис.2 мы видим пять белых карликов. Из того простого факта, что в малом объеме радиусом 5 пс наблюдается столь заметное число белых карликов, следует, что число их во всей Галактике очень велико. Подсчеты показывают, что число белых карликов в нашей звездной системе по крайней мере равно нескольким миллиардам, а может быть, даже больше 10 млрд. (напомним, что полное количество звезд всех типов во всей Галактике около 50 млрд.). Число белых карликов в десятки тысяч раз больше, чем гигантов высокой светимости, столь обильно представленных на диаграмме, изображенной на рис.1. Этот пример убедительно показывает, какую заметную роль в астрономии (так же как и в других науках о природе) играет наблюдательная селекция.

На диаграмме «спектр – светимость» (или «цвет – светимость»), кроме отмеченных главной последовательности и группировок красных гигантов и белых карликов, существуют и некоторые другие последовательности. Уже на рис.1 намечается последовательность звезд, расположенная несколько ниже главной. Это так называемые «субкарлики». Хотя в окрестностях Солнца эти звезды сравнительно малочисленны, в центральных областях Галактики, а также в шаровых скоплениях количество их огромно. Субкарлики довольно слабо концентрируются к галактической плоскости, но зато очень сильно – к центру нашей звездной системы. По-видимому, они – самый многочисленный тип звезд в Галактике. Субкарлики отличаются от звезд главной последовательности сравнительно низким содержанием тяжелых элементов. Разница в химическом составе является причиной различия в светимостях при одинаковой температуре поверхностных слоев.

То, что диаграмма «спектр – светимость» теснейшим образом связана с проблемой эволюции звезд, интуитивно чувствовалось астрономами сразу же после открытия этой диаграммы. Сначала считалось, что звезды в основном эволюционируют вдоль главной последовательности. По этим наивным представлениям первоначально образовавшаяся звезда представляет собой красный гигант, ксторый, сжимаясь, увеличивает температуру, пока не превратится в «голубой гигант», находящийся в верхнем левом углу диаграммы «спектр – светимость». Эволюционируя вдоль главной последовательности, она становится «холоднее» и излучает меньше. Отголоском этих представлений является существующая и поныне у астрономов терминология: спектральные классы О, В, А и частично F называются «ранними», a G, К, М – «поздними». Если идти вдоль главной последовательности от спектральных классов О-В до К-M, то массы звезд непрерывно уменьшаются. Например, у звезд класса О массы достигают нескольких десятков солнечной, у звезд В – около 10.

Солнце имеет спектральный класс G2 (см. рис.2). У звезд более поздних классов, чем Солнце, массы меньше солнечной. У карликов спектрального класса М массы примерно в 10 раз меньше, чем у Солнца. Так как вдоль главной последовательности и масса и светимость непрерывно меняются, между ними существует эмпирическое соотношение. На рис.3 приведена зависимость между массой и светимостью для звезд главной последовательности.

Диаграмма «масса-светимость» для звезд главной последовательности

Если считать, что звезды каким-то образом эволюционируют вдоль главной последовательности, то необходимо сделать вывод, что они непрерывно теряют значительную часть своей первоначальной массы. Такие представления сталкиваются с непреодолимыми трудностями. Хотя делались попытки построить теорию эволюции звезд вдоль главной последовательности на основе представлений о непрерывной потере ими массы, они оказались совершенно неудачными. Правильная теория звездной эволюции, основанная на современных представлениях об источниках звездной энергии и на богатом наблюдательном материале, была развита в пятидесятых годах.

Звезды бывают множества типов. Есть звезды, диаметр которых в 30 раз превышает диаметр Солнца, и есть звезды размером всего лишь с большой земной город. Есть звезды настолько горячие, что основной цвет в спектре их излучения - фиолетовый, и есть звезды настолько «холодные», что даже темно-красный свет в их спектре выражен крайне тускло. В XIX веке в астрономии произошел перелом - ученые стали сходить с накатанного пути классической астрономии («Где это, и как и куд а оно движется?») и переходить на рельсы астрофизики («Что это, и как оно устроено?»). Одной из первоочередных задач на этом пути стала задача хотя бы внешнего упорядочивания классификации наблюдаемых во Вселенной звезд. Это и привело к независимому созданию двумя астрофизиками диаграммы, которую сегодня принято в их честь называть диаграммой Герцшпрунга-Рассела (или, сокращенно, «диаграммы ГР»).

Диаграмма ГР - как это нередко бывает в науке - была практически одновременно разработана двумя учеными, совершенно самостоятельно работавшими на двух разных континентах. Генри Норрис Рассел - один из крупнейших американских астрономов начала XX века - долгие годы интересовался проблемой описания жизненного цикла звезд и, судя по всему, пришел к основной идее диаграммы еще в 1909 году, однако работа с ее представлением была опубликована лишь в 1913 году. Датчанин Эйнар Герцшпрунг пришел к тем же выводам, что и Рассел, несколькими годами раньше своего американского коллеги, однако опубликованы они были (в 1905-м и 1907 годах) в узкоспециализированном «Журнале научной фотографии» (Zeitschrift für Wissenschaeftliche Photographie), издающемся к тому же на немецком языке, и публикация эта поначалу попросту осталась незамеченной астрономами. Поэтому вплоть до середины 1930-х годов эту диаграмму принято было называть просто «диаграммой Рассела», пока не был обнаружен случившийся казус, после чего датчанину было воздано должное, и теперь диаграмма носит имена обоих ученых.

Диаграмма ГР представляет собой график, на котором по вертикальной оси отсчитывается светимость (интенсивность светового излучения) звезд, а по горизонтальной - наблюдаемая температура их поверхностей. Оба этих количественных показателя поддаются экспериментальному измерению при условии, что известно расстояние от Земли до соответствующей звезды. Чисто исторически сложилось так, что по горизонтальной оси х температуру поверхности звезд откладывают в обратном порядке: то есть, чем жарче звезда, тем левее она находится; это чистая условность, и я не вижу смысла в том, чтобы ее обсуждать и оспаривать. Смысл же всей диаграммы ГР заключается в том, чтобы нанести на нее как можно больше экспериментально наблюдаемых звезд (каждая из которых представлена соответствующей точкой) и по их расположению определить некие закономерности их распределения по соотношению спектра и светимости.

Выясняется, что это распределение носит отнюдь не случайный характер: по соотношению спектра со светимостью звезды делятся на три достаточно строгие категории или, как принято их называть в астрофизике, «последовательности». Из верхнего левого угла в правый нижний тянется так называемая главная последовательность. К ней относится, в частности, и наше Солнце. В верхней части главной последовательности расположены самые яркие и горячие звезды, а справа внизу - самые тусклые и, как следствие, долгоживущие.

Отдельно - правее и выше - расположена группа звезд с очень высокой светимостью, не пропорциональной их температуре, которая относительно низка - это так называемые красные звезды-гиганты и сверхгиганты. Эти огромные звезды, условно говоря, светят, но не греют. Ниже и левее главной последовательности расположены карлики - группа относительно мелких и холодных звезд. Еще раз отметим, что подавляющее большинство звезд относится к главной последовательности, и энергия в них образуется путем термоядерного синтеза гелия из водорода.

На самом деле, три этих последовательности на диаграмме ГР строго соответствуют трем этапам жизненного цикла звезд. Красные гиганты и сверхгиганты в правом верхнем углу - это доживающие свой век звезды с до предела раздувшейся внешней оболочкой (через 6,5 млрд. лет такая участь постигнет и наше Солнце - его внешняя оболочка выйдет за пределы орбиты Венеры). Они излучают в пространство примерно то же количество энергии, что и звезды основного ряда, но, поскольку площадь поверхности, через которую излучается эта энергия, превосходит площадь поверхности молодой звезды на несколько порядков, сама поверхность гиганта остается относительно холодной.

Наконец, обратимся к левому нижнему углу диаграммы ГР: здесь мы видим так называемых белых карликов (см. Предел Чандрасекара). Это очень горячие звезды - но очень мелкие, размером, обычно, не больше нашей Земли. Поэтому, излучая в космос относительно немного энергии, они, по причине весьма незначительной (на фоне других звезд) площади их поверхностной оболочки, светятся в достаточно ярком спектре, поскольку она оказывается достаточно высокотемпературной.

Вообще, по диаграмме Герцшпрунца-Рассела можно проследить весь жизненный путь звезды. Сначала звезда главной последовательности (подобная Солнцу) конденсируется из газо-пылевого облака и уплотняется до создания давлений и температур, необходимых для разжигания первичной реакции термоядерного синтеза, и, соответственно появляется где-то в основной последовательности диаграммы ГР. Пока звезда горит (запасы водорода не исчерпаны), она так и остается (как сейчас Солнце) на своем месте в основной последовательности, практически не смещаясь. После того, как запасы водорода исчерпаны, звезда сначала перегревается и раздувается до размеров красного гиганта или сверхгиганта, отправляясь в правый верхний угол диаграммы, а затем остывает и сжимается до размеров белого карлика, оказываясь слева внизу.

По материалам сайта: elementy.ru

Г. Рассел установили одну из за-висимостей характеристик звёзд и представили её в виде диаграммы , носящей их имена.

На горизонтальной оси диаграммы Герцшпрунга — Рас-села (диаграмма Г—Р) откладывают температуру звезды , а на вертикальной — её светимость в солнечных единицах. Каж-дой звезде на диаграмме отвечает вполне определённая точка. Обычно говорят, что место на диаграмме занимает звезда, а не соответствующая ей точка, и при обсуждении эволюции звёзд пишут: «звезда движется по диаграмме», подразумевая при этом, что в процессе эволюции звезды из-за изменений температуры и светимости звезды меняется положение соот-ветствующей точки на диаграмме Герцшпрунга — Рассела.

Выше главной последовательности в области температур, меньших 6000 K, расположена полоса красных гигантов (светимостью 10 2 —10 3 L ☉ и радиусом 10— 60 R ☉) и красных сверхгигантов (светимостью 10 4 L ☉ и радиу-сом 200—3000 R ☉ ). Звёзды горячие (T ≈ 30 000 K) и яркие (L ≈ 10 4 L ☉) называются белыми сверхгигантами, они занима-ют верхнюю часть главной последовательности.

В левом нижнем углу (T ≈ 10 000 K, L ≈ 10 4 L ☉ и R ≈ 0,01R ☉) расположены белые карлики. Первый белый карлик был от-крыт в конце XIX в. Это был невидимый в небольшой теле-скоп спутник Сириуса — самой яркой звезды нашего неба. Он был назван белым карликом за свои малые размеры: его ди-аметр примерно равен диаметру Земли, зато масса мало отли-чается от массы Солнца . Впоследствии было открыто большое количество таких звёзд, все они получили название белых кар-ликов.

Помните раздел о видах звезд в детской энциклопедии? Большинству известна эта картинка: ряд звезд с Солнцем посередине, увеличивающихся по размеру слева направо. Это, пусть и в упрощенном виде, диаграмма Герцшпрунга-Рассела - одна с основополагающих классификационных астрономических систем. Подобно другим популяризированным научным теориям, диаграмма ГР дала человечеству куда больше, чем просто наглядную демонстрацию классификации космических светил. С ее помощью астрономы смогли упорядочить один с центральных процессов во Вселенной - .

Путь к истине

Вывели диаграмму Герцшпрунга-Рассела в начале двадцатого века - переломный период для астрономии. Вместо описания космических объектов, протоколирования их движения и периодических явлений, астрономы задались новым вопросом - почему все происходит именно так?

Построение диаграммы стало результатом одним из множества логических экспериментов, проводимых в то время. Американцу Норрису Расселу и датчанину Эйнару Герцшпрунгу одновременно пришла в голову идея. Что будет, если выстроить звезды в одну систему координат, где их положение по вертикальной оси зависело бы от силы свечения, а по горизонтальной - от температуры? Если бы звезды распределились по системе равномерно, никакого открытия не было бы. Но любое отклонение от порядка показало бы закономерность в устройстве светил, объясняющая многие загадки.

Так и случилось. Если сила свечения по оси Y будет расти снизу вверх, а температура по оси X - справа налево, то звезды делятся на три четко выраженные группы - последовательности, как их именуют астрофизики:

• Посередине, с верхнего левого в нижний правый угол, тянется Главная последовательность - ряд обычных, карликовых звезд, составляющих 90% от количества звезд во Вселенной. К ним относится и наше Солнце. Их температура прямо пропорциональна светимости - чем горячее звезда, тем ярче она горит.
• В верхнем правом углу собрались светила, которые очень яркие, но с низкой температурой - на это указывает их красный цвет. В этой последовательности собрались звезды гиганты и сверхгиганты.
• Ниже главной последовательности находятся звезды, нагревающиеся до голубого и белого цветов, а света излучают совсем немного. Это - .

Разделение на последовательности не было самоцелью создания диаграммы. Выявленная закономерность между энергией и излучением звезды, связанная с протеканием внутреннего термоядерного процесса, стала иллюстрацией самой наглядной динамики во Вселенной - эволюции звезд.

Жизненный путь звезды

С момента образования, звезда в развитии не стоит на месте - и в диаграмме Герцшпрунца-Рассела это видно лучше всего. Рождение, старение и смерть светила отслеживается по диаграмме ГР четкой линией, называемой «эволюционным треком». Взяв, к примеру, трек нашего Солнца, можно выделить следующие этапы:

Немного истории

С диаграммой Герцшпрунга-Рассела связан небольшой курьез - как это часто случалось в науке, ее вывели двое ученых одновременно. Американец Рассел изучал долгое время закономерности развития звезд, и создал концепцию диаграммы в 1909 году - ее так и называли «диаграммой Рассела» Однако, Герцшпрунг в Дании, независимо от коллеги, вывел в точности такую же систему, и даже опубликовал плоды своего труда в 1905 году. Поскольку печать он вышел в тематическом журнале о фотографии и на немецком языке, о его первенстве мир узнал только в 1930-х годах. Тогда к названию и добавили имя Герцшпрунга.