Диагра́мма Герцшпру́нга — Ра́ссела (Рессела, сокращённо диаграмма Г—Р) — диаграмма рассеяния, используемая в астрономии, которая представляет зависимость между абсолютной звёздной величиной и спектральным классом для звёзд, либо между другими величинами, которые тесно связаны с этими параметрами. В любом случае, в верхней части диаграммы оказываются яркие звёзды, а в нижней части — тусклые; в левой части — горячие звёзды голубого цвета, в правой — холодные и красные. В качестве синонимов основному термину также используются понятия «диаграмма спектр — светимость», «диаграмма светимость — эффективная температура» и другие, хотя, более строго, различные названия относятся к определённым вариантам диаграммы.
Точки, соответствующие звёздам, на диаграмме оказываются распределены не равномерно, а сосредоточены в нескольких областях. Такое распределение отражает особенности формирования звёзд и хода их эволюции: положение звезды на диаграмме зависит от её массы, возраста и химического состава. Наиболее «населённая» часть диаграммы — главная последовательность, проходящая из верхнего левого угла диаграммы в правый нижний: она образована звёздами, в ядрах которых происходит ядерное горение водорода. Соответствующая стадия эволюции является наиболее продолжительной, поэтому на главной последовательности находится 90 % всех звёзд.
Диаграмма названа в честь Эйнара Герцшпрунга и Генри Норриса Расселла, которые впервые её построили в разных вариантах в 1911 и 1913 годах.
Описание Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (также Рессела, либо сокращённо диаграмма Г—Р) — диаграмма рассеяния, используемая в астрономии, которая представляет зависимость между абсолютной звёздной величиной и спектральным классом для звёзд, либо между другими величинами, которые тесно связаны с этими параметрами(см. ниже).
По горизонтали откладывается спектральный класс, либо связанная с ним величина: температура поверхности или показатель цвета, причём звёзды ранних спектральных классов, высоких температур и голубого цвета оказываются в левой части диаграммы, а поздних спектральных классов, низких температур и красного цвета — в правой части.
По вертикали откладывается абсолютная звёздная величина или светимость в логарифмическом масштабе, причём яркие звёзды располагаются в верхней части диаграммы, а тусклые — в нижней. Кроме того, при построении диаграммы Герцшпрунга — Рассела для множества звёзд, заведомо расположенных на одном расстоянии от наблюдателя, можно использовать видимую звёздную величину.
Связь между используемыми параметрами
Звёздные величины и светимости Абсолютная звёздная величина звезды связана с её полной светимостью . Эту связь удобно выражать в солнечных единицах и использовать болометрическую (измеренную с учётом излучения во всех участках спектра) абсолютную звёздную величину Солнца Для болометрической абсолютной звёздной величины исследуемой звезды зависимость принимает следующий вид:
Связь полной светимости и абсолютной звёздной величины в определённой фотометрической полосе ― например, звёздной величины в полосе V ― также включает в себя соответствующую болометрическую поправку которая зависит от температуры звезды. Эта величина по определению равна разности болометрической звёздной величины и звёздной величины в данной фотометрической полосе: Тогда связь светимости и звёздной величины выглядит следующим образом:
По определению, абсолютная звёздная величина звезды равна видимой звёздной величине, которую имела бы звезда, находясь на расстоянии в 10 парсек. Тогда связь между ними выражается формулой:
где — абсолютная звёздная величина, — видимая, — расстояние до звезды в парсеках.
Спектральные классы, эффективные температуры и показатели цвета Спектр излучения звезды отчасти похож на спектр абсолютно чёрного тела, и к нему можно применить закон смещения Вина: чем выше температура абсолютно чёрного тела, тем в более коротких волнах будет максимум спектра, а излучение будет иметь более голубой показатель цвета.
Спектральный класс звезды определяется по наличию и интенсивности различных линий поглощения в спектре звезды, которые возникают в результате переходов электронов между определёнными уровнями энергии. Частота этих переходов и их вероятность сильно зависят от температуры, поэтому спектральный класс также оказывается связан с температурой.
Таким образом, температура на поверхности звезды, её спектральный класс и показатель цвета оказываются взаимосвязанными. Ниже приведена таблица, показывающая связь между спектральным классом, эффективной температурой и показателем цвета B−V для звёзд главной последовательности.
+Связь между спектральным классом, эффективной температурой и показателем цвета B−V:Спектральный классЭффективная температура, KПоказатель цвета B−V, mO540000−0,35B028000−0,31B515500−0,17A0100000,0A585000,16F074000,30F566000,45G066000,57G554000,70K047000,84K540001,11M036001,39M530001,61M826602,00
Радиусы звёзд Положение звезды на диаграмме Герцшпрунга — Рассела также отражает её размеры, поскольку эффективная температура , радиус и светимость связаны друг с другом законом Стефана — Больцмана:
где — постоянная Стефана — Больцмана.
Таким образом, радиус звезды выражается через температуру и светимость следующим образом:
где — радиус, температура и светимость Солнца соответственно.
Также распространено представление логарифма радиуса через соответствующие величины и использование солнечных единиц для радиуса и светимость, то есть, :
Вид диаграммы и связь с эволюцией звёзд
На диаграмме Герцшпрунга — Рассела звёзды распределены не равномерно, а сосредоточены в основном в нескольких областях. Такое распределение отражает особенности формирования звёзд и хода их эволюции: масса, химический состав и возраст звезды определяют её положение на диаграмме.
Классы светимости и области на диаграмме
На диаграмме Герцшпрунга — Рассела звёзды образуют последовательности, называемые классами светимости, наиболее заметный из которых — главная последовательность (см. ниже). В каждом классе светимости есть определённая зависимость между цветом и светимостью.
Классы светимости обозначаются римскими цифрами. Ниже приведены основные классы светимости в порядке уменьшения светимости:
I — сверхгиганты. Выделяют несколько подклассов: 0, Ia-0 или Ia+ — ярчайшие сверхгиганты или гипергиганты; Ia — яркие сверхгиганты; Iab — нормальные сверхгиганты; Ib — сверхгиганты низкой светимости. Далее: II — яркие гиганты; III — гиганты; IV — субгиганты; V — звёзды главной последовательности; VI — субкарлики; VII — белые карлики.
В редких случаях выделяют класс светимости VIII, к которому принадлежат ядра планетарных туманностей, превращающиеся в белые карлики. Кроме описанных классов светимости могут также выделять и другие области на диаграмме.
Главная последовательность и субкарлики
Абсолютное большинство звёзд — около 90 %, включая Солнце, находятся на главной последовательности — диагональной полосе, которая проходит от верхнего левого угла диаграммы к правому нижнему, то есть, от ярких и горячих звёзд спектрального класса O до холодных и тусклых звёзд класса M. Светимости звёзд на главной последовательности варьируются от до (и, соответственно, абсолютные звёздные величины — от −6m до +16m), а температуры — от 3 до 50 тысяч K. Вне зависимости от размера, звёзды главной последовательности принято называть «карликами» — например, красные карлики и жёлтые карлики. Однако не все звёзды, называемые карликами, относятся к главной последовательности: к примеру, белые карлики или коричневые карлики не являются звёздами главной последовательности.
На главной последовательности находятся звёзды, сжигающие водород в своих ядрах — это самая длительная стадия эволюции, с чем и связана населённость этой области, кроме того, за время нахождения на главной последовательности параметры звезды меняются мало. Положение звезды на ней в основном зависит от массы звезды, и, гораздо слабее — от возраста и химического состава. Чем больше масса звезды, тем больше её температура и светимость и тем выше она находится на главной последовательности. Нижняя часть главной последовательности значительно более населена, чем верхняя часть, поскольку более массивные звёзды формируются в меньшем количестве и быстрее эволюционируют, покидая главную последовательность.
Субкарлики образуют последовательность, которая проходит вдоль главной последовательности, в спектральных классах от A до M, но ниже её приблизительно на 1,5m. Как и звёзды главной последовательности, субкарлики сжигают водород в своих ядрах, но отличаются более низким содержанием тяжёлых элементов.
Гиганты и субгиганты
Гигантами называют звёзды крупных размеров, которые на диаграмме Герцшпрунга — Рассела находятся выше главной последовательности. Наиболее заметна ветвь гигантов в спектральных классах G, K, M: в этих спектральных классах звёзды чётко разделены на карлики главной последовательности и на звёзды-гиганты. Например, для звёзд-гигантов при переходе от спектрального класса G0 к классу M5 светимость в среднем возрастает от 30 до 1000 , в то время как у звёзд главной последовательности в тех же спектральных классах светимость понижается от 1,5 до 0,01 . Гиганты спектральных классов K и M составляют подтип, известный как красные гиганты. Субгиганты — звёзды, которые на диаграмме Герцшпрунга — Рассела занимают промежуточную область между главной последовательностью и гигантами.
Звёзды попадают в область субгигантов, а затем — гигантов после того, как в ядре звезды исчерпывается водород, ядро становится полностью гелиевым, а ядерное горение водорода продолжается в слоевом источнике — основной ядерной реакцией при этом является CNO-цикл. Мощность энерговыделения увеличивается, а вместе с ней и светимость; внешние слои звезды расширяются, температура звезды при этом понижается, поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела она перемещается вверх и вправо, попадая в область красных гигантов. Границей между стадиями субгигантов и гигантов считается распространение конвективной зоны на всю оболочку звезды: на стадии субгиганта внешние слои звезды ещё не полностью конвективны. Более массивные звёзды могут становиться голубыми гигантами, когда уже сошли с главной последовательности и находятся на пути превращения в сверхгигант ― для них эта стадия эволюции аналогична стадии субгиганта для менее массивных звёзд.
Гиганты проходят несколько стадий эволюции, каждой из которых соответствуют определённые области на диаграмме:
Ветвь красных гигантов проходит в спектральных классах K и M с быстрым увеличением светимости к поздним классам, вплоть до абсолютной звёздной величины −3m, так что на диаграмме она располагается практически вертикально. На этой стадии в ядрах звёзд не идут никакие реакции, а ядерное горение водорода проходит в оболочке вокруг ядра. Горизонтальная ветвь проходит горизонтально вблизи абсолютной звёздной величины 0m, с большим разбросом спектральных классов. Звёзды горизонтальной ветви сжигают гелий в ядре. Полноценная горизонтальная ветвь наблюдается в системах, которые бедны тяжёлыми элементами; для систем с высоким содержанием металлов, в частности, в окрестностях Солнца наблюдается лишь достаточно плотно населённая красная часть горизонтальной ветви, называемая красным сгущением. Через часть горизонтальной ветви проходит полоса нестабильности ― область, на которой звёзды подвержены пульсациям, поэтому некоторые звёзды горизонтальной ветви также являются переменными типа RR Лиры. Асимптотическая ветвь гигантов проходит от горизонтальной ветви к верхней части ветви красных гигантов. Звёзды на соответствующей стадии эволюции уже исчерпали гелий в ядре и горение гелия происходит в оболочке вокруг ядер этих звёзд.