Диаграмма спектр-светимость

На диаграмме чётко выделяются четыре группы звёзд. Эту диаграмму называют ещё диаграмма Герцшпрунга–Рессела. Большинство звезд (около 90 %), располагаются на диаграмме вдоль длинной узкой полосы, называемой главной последовательностью. Она протянулась из верхнего левого угла (от голубых сверхгигантов) в нижний правый угол (до красных карликов). К звездам главной последовательности относится Солнце, светимость которого принимают за единицу. Точки, соответствующие гигантам и сверхгигантам, располагаются над главной последовательностью справа, а соответствующие белым карликам – в нижнем левом углу, под главной последовательностью.

Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части главной последовательности и являются голубыми гигантами. Самые маленькие по массе звезды – карлики. Они располагаются в нижней части главной последовательности. Параллельно главной последовательности, но несколько ниже ее располагаются субкарлики. Они отличаются от звезд главной последовательности меньшим содержанием металлов.

Большую часть своей жизни звезда проводит на главной последовательности. В этот период ее цвет, температура, светимость и другие параметры почти не меняются. Но до того, как звезда достигнет этого устойчивого состояния, еще в состоянии протозвезды, она имеет красный цвет и в течение короткого времени большую светимость, чем будет иметь на главной последовательности.

Звезды большой массы (сверхгиганты) щедро расходуют свою энергию, и эволюция таких звезд продолжается всего сотни миллионов лет. Поэтому голубые сверхгиганты являются молодыми звездами. Стадии эволюции звезды после главной последовательности также короткие. Типичные звезды становятся при этом красными гигантами, очень массивные звезды – красными сверхгигантами. Звезда быстро увеличивается в размере, и ее светимость возрастает. Именно эти фазы эволюции отражаются на диаграмме Герцшпрунга–Рессела. Каждая звезда проводит на главной последовательности около 90% времени своей жизни. В этот период основными источниками энергии звезды являются термоядерные реакции превращения водорода в гелий в её центре. Исчерпав данный источник, звезда смещается в область гигантов, где проводит около 10% времени своей жизни. В это время основным источником выделения энергии звезды является превращение водорода в гелий в слое, окружающем плотное гелиевое ядро. Это так называемая стадия красного гиганта.

Чтобы пройти самую раннюю стадию своей эволюции, протозвездам нужно сравнительно немного времени. Если, например, масса протозвезды больше солнечной, нужно всего лишь несколько миллионов лет, если меньше — несколько сот миллионов лет.

Время пребывания звезды на главной последовательности определяется ее первоначальной массой. Если масса велика, излучение звезды имеет огромную мощность, и она довольно быстро расходует запасы своего водородного “горючего”. Звезды с массой, превышающей солнечную в несколько десятков раз (это горячие голубые гиганты спектрального класса О), могут устойчиво излучать, находясь на этой последовательности всего лишь несколько миллионов лет, в то время как звезды с массой, близкой к солнечной, находятся на главной последовательности 10 – 15 млрд.. Солнце образовалось около 5 млрд. лет назад, когда Галактика уже давно сформировалась и в основных чертах была сходна с “современной”. По крайней мере, 4,5 млрд. лет оно “сидит” на главной последовательности, устойчиво излучая, благодаря ядерным реакциям превращения водорода в гелий, протекающим в его центральных областях.

Сколько еще времени это будет продолжаться?

Расчеты показывают, что Солнце станет красным гигантом через 8 млрд. лет. При этом его светимость увеличится в сотни раз, а радиус — в десятки. Эта стадия эволюции нашего светила займет несколько сот миллионов лет. Наконец, тем или иным способом разбухшее Солнце сбросит свою оболочку и превратится в белый карлик. лет.

Солнце по физическим параметрам относится к средним звездам — оно имеет среднюю температуру, среднюю светимость и т. д. По статистике, среди множества различных тел больше всего таких, которые имеют средние параметры. Например, если измерить рост и массу большого количества людей различного возраста, то больше будет людей со средними величинами этих параметров. Астрономы решили проверить, много ли в космосе таких звезд, как наше Солнце. Для этой цели Э. Герцшпрунг (1873—1967) и Г. Рессел (1877—1955) предложили диаграмму, на которой можно обозначить место каждой звезды, если известны ее температура и светимость. Ее назвали диаграмма спектр-светимость, или диаграмма Герцшпрунга-Рессела. Она имеет вид графика, на котором по оси абсцисс отмечают спектральный класс или температуру звезды, а по оси ординат — светимость (рис. 13.6).

Рис. 13.6. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела. По оси абсцисс отмечена температура звезд, по оси ординат — светимость. Солнце имеет температуру 5780 К и светимость 1. Холодные звезды на диаграмме расположены справа (красного цвета), а более горячие — слева (синего цвета). Звезды, излучающие больше энергии, находятся выше Солнца, а звезды-карлики — ниже. Большинство звезд, к которым относится и Солнце, находятся в узкой полосе, которую называют главной последовательностью звезд

Если Солнце — средняя звезда, то на диаграмме должно быть скопление точек вблизи того места, которое занимает Солнце. То есть большинство звезд должны быть желтого цвета с такой же светимостью, как Солнце. Каково же было удивление астрономов, когда оказалось, что в космосе не нашли звезды, которую можно считать копией Солнца. Большинство звезд на диаграмме оказались в узкой полосе, которую называют главной последовательностью. Диаметры звезд главной последовательности отличаются в несколько раз, а их светимость по закону Стефана-Больцмана (см. § 13) определяется температурой поверхности. В эту полосу вошли Солнце и Сириус. Существенная разница в температуре на поверхности звезд различных спектральных классов объясняется разной массой этих светил: чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Например, звезды главной последовательности спектральных классов О и В в несколько раз массивнее Солнца, а красные карлики имеют массу в десятки раз меньшую, чем солнечная.

Отдельно от главной последовательности на диаграмме находятся белые карлики (слева внизу) и красные сверхгиганты (справа сверху), которые имеют примерно одинаковую массу, но значительно отличаются по размерам. Гиганты спектрального класса М имеют почти такую же массу, как белые карлики спектрального класса В, поэтому средние плотности этих звезд существенно различаются. Например, радиус красного гиганта Бетельгейзе в 400 раз больший радиуса Солнца, но масса этих звезд почти одинакова, поэтому красные гиганты спектрального класса М имеют среднюю плотность в миллионы раз меньшую, чем плотность земной атмосферы. Типичным представителем белых карликов является спутник Сириуса.

Для любознательных

Главная загадка диаграммы спектр-светимость заключается в том, что в космосе астрономы еще не нашли хотя бы две звезды с одинаковыми физическими параметрами — массой, температурой, светимостью, радиусом. Наверное, в течение эволюции звезды меняют свои физические параметры, поэтому маловероятно, что мы сможем отыскать в космосе еще одну звезду, которая зародилась одновременно с нашим Солнцем, имея тождественные начальные параметры.

Выводы

Физические характеристики звезд: светимость, температура, радиус, плотность — существенно разнятся между собой. Между этими характеристиками существует взаимосвязь, отражающая эволюционный путь звезды. Солнце по своим параметрам относится к желтым звездам, находящимся в состоянии равновесия, и не меняющим своих размеров в течение миллиардов лет. В космосе существуют звезды-гиганты, которые в тысячи раз больше Солнца, и звезды-карлики, радиус которых меньший радиуса Земли.

Задания для закрепления: