О всякой всячине. Виды звезд в наблюдаемой вселенной

В задаче Звездное равновесие обсуждалось, что на диаграмме Герцшпрунга - Рассела (связывающей цвет и светимость звезд) большая часть звезд попадает в «полосу», которую принято называть главной последовательностью. Большую часть своей жизни звезды проводят именно там. Характерной особенностью звезд главной последовательности является то, что их основное энерговыделение обусловлено «горением» водорода в ядре, в отличие от звезд типа Т Тельца или, к примеру, гигантов, речь о которых пойдет в послесловии.

Также обсуждалось, что различные цвета («температура» поверхности) и светимости (энергия, излученная в единицу времени) соответствуют различным массам звезд главной последовательности. Диапазон масс начинается от десятых долей массы Солнца (у карликовых звезд) и простирается до сотен масс Солнца (у гигантов). Но за массивность приходится расплачиваться весьма короткой жизнью на главной последовательности: гиганты проводят на ней всего лишь миллионы лет (и даже меньше), тогда как карлики могут находиться на главной последовательности до десяти триллионов лет.

В этой задаче мы «из первых принципов», используя результаты предыдущих задач (Звездное равновесие и Блуждание фотона), поймем, почему главная последовательность - это именно почти прямая линия на диаграмме, и как связаны на ней светимость и масса звезд.

Пусть u - это энергия фотонов на единицу объема (плотность энергии). По определению, светимость L - это энергия, излученная с поверхности звезды за единицу времени. По порядку величины \(L\sim \frac{V u}{\tau} \), где V - объем звезды, τ - некое характерное время переноса этой энергии наружу (то самое время, за которое фотон покидает недра звезды). В качестве объема, опять же по порядку величины, можно взять R 3 , где R - радиус звезды. Время переноса энергии можно оценить как R 2 /lc , где l - длина свободного пробега, которую можно оценить как 1/ρκ (ρ - плотность вещества звезды, κ - коэффициент непрозрачности).

В равновесии плотность энергии фотонов выражается по закону Стефана - Больцмана : u = aT 4 , где a - некая константа, а T - характерная температура.

Таким образом, опустив все константы, получаем, что светимость L пропорциональна величине \(\frac{T^4 R}{\rho\kappa}. \)

Также имеем, что давление P должно быть сбалансировано гравитацией: \(P\sim \frac{M\rho}{r}.\)

Сжатие звезд при их формировании останавливается тогда, когда в самом центре начинается интенсивное горение водорода, которое производит достаточное давление. Это происходит при определенной температуре T , которая ни от чего не зависит. Поэтому по большому счету, характерная температура (фактически, это температура в центре звезды, не путать с температурой поверхности!) у звезд главной последовательности одинаковая.

Задача

1) У звезд средних масс (0,5 < M /M ☉ < 10) давление обусловлено давлением газа P = νRT ~ ρT , а непрозрачность (для фотонов) вызвана томсоновским рассеянием на свободных электронах, из-за чего коэффициент непрозрачности постоянен: κ = const . Найдите зависимость светимости таких звезд от их массы. Оцените светимость звезды, которая в 10 раз массивнее Солнца (относительно светимости Солнца).

2) У маломассивных звезд, давление все еще обусловлено давлением газа, а коэффициент непрозрачности определяется в основном другими рассеяниями и задается приближением Крамерса: κ ~ ρ/T 7/2 . Решите ту же задачу для маломассивных звезд, оценив светимость звезды, которая в 10 раз легче Солнца.

3) У массивных звезд с массой больше нескольких десятков масс Солнца коэффициент непрозрачности обусловлен только томсоновскими рассеяниями (κ = const ), тогда как давление обусловлено давлением фотонов, а не газа (P ~ T 4). Найдите зависимость светимости от массы для таких звезд, и оцените светимость звезды, которая в 100 раз массивнее Солнца (будьте осторожны, с Солнцем здесь сравнивать нельзя, нужно сделать промежуточный шаг).

Подсказка 1

Приняв, что M ~ ρR 3 , воспользуйтесь приближенными выражениями для светимости и давления, а также выражением для плотности и коэффициента непрозрачности, чтобы избавиться от ρ. Характерная температура T везде одинаковая, как уже отмечалось выше, поэтому ее можно также везде опустить.

Подсказка 2

В последнем пункте для звезд солнечных масс одна зависимость, а для тяжелых — другая, поэтому сразу сравнивать с Солнцем нельзя. Вместо этого вначале посчитайте светимость для какой-нибудь промежуточной массы (например, 10 масс Солнца) по формуле для звезд средних масс, затем, используя формулу для массивных звезд, найдите светимость звезды в 100 раз тяжелее Солнца.

Решение

Для звезд, у которых давление, противодействующее гравитации, обеспечивается давлением идеального газа P ~ ρT , можно написать P ~ M ρ/R ~ ρ (приняв T за константу). Таким образом, для таких звезд получим, что M ~ R , чем мы и воспользуемся ниже.

Заметьте, что это выражение говорит о том, что звезда, которая в 10 раз массивнее Солнца, имеет примерно в 10 раз больший радиус.

1) Приняв κ и T за константы, а также положив ρ ~ M /R 3 и воспользовавшись полученным выше соотношением, получим для звезд средних масс L ~ M 3 . Это означает, что звезда в 10 раз массивнее Солнце будет излучать энергии в 1000 раз больше за единицу времени (при радиусе превосходящем солнечный всего в 10 раз).

2) С другой стороны, для маломассивных звезд, приняв κ ~ ρ/T 7/2 (T - все так же константа), имеем L ~ M 5 . То есть звезда, которая в 10 раз менее массивна чем Солнце, имеет светимость в 100 000 раз меньше солнечной (опять же, при радиусе меньше всего в 10 раз).

3) Для самых массивных звезд соотношение M ~ R уже не работает. Так как давление обеспечено давлением фотонов, P ~ M ρ/r ~ T 4 ~ const . Таким образом, M ~ R 2 , и L ~ M . С Солнцем сразу сравнивать нельзя, так как для звезд солнечных масс действует другая зависимость. Но мы уже выяснили, что звезда в 10 раз массивнее Солнца имеет светимость в 1000 раз больше. С такой звездой сравнить можно, это дает, что звезда в 100 раз массивнее Солнца, излучает примерно в 10 000 раз больше энергии за единицу времени. Все это и обуславливает форму кривой главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга - Рассела (рис. 1).

Послесловие

В качестве упражнения давайте также оценим наклон кривой главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Для простоты рассмотрим случай L ~ M 4 - средний вариант между двумя, рассмотренными в решении.

По определению, эффективная температура («температура» поверхности) это

\[ \sigma T_{\mathrm eff}^4=\frac{L}{4\pi R^2}, \]

где σ - некоторая постоянная. Учитывая, что M ~ R (как мы находили выше), имеем для звезд главной последовательности (в среднем) \(L\sim T_{\rm eff}^8 \). То есть температура поверхности звезды, которая в 10 раз массивнее Солнца (и светит в 1000 раз интенсивнее), будет 15 000 К, а у звезды с массой в 10 раз меньше солнечной (которая светит в 100 000 раз менее интенсивно) - примерно 1500 К.

Подведем итог. В недрах звезд главной последовательности происходит «нагрев» с помощью термоядерного горения водорода. Такое горение является источником энергии, которой хватает на триллионы лет самым легким звездам, на миллиарды лет звездам солнечных масс и на миллионы лет самым тяжелым.

Эта энергия трансформируется в кинетическую энергию газа и энергию фотонов, которые, взаимодействуя друг с другом, переносят эту энергию на поверхность, а также обеспечивают достаточное давление для противодействия гравитационному сжатию звезды. (Но у самых легких звезд (M < 0,5M ☉) и тяжелых (M > 3M ☉) перенос также происходит с помощью конвекции.)

На каждой из диаграмм на рис. 3 изображены звезды из одного скопления, потому что звезды из одного и того же скопления предположительно были образованы в одно и то же время. На средней диаграмме показаны звезды скопления Плеяды. Как видно, скопление все еще очень молодое (его возраст оценивают в 75–150 млн нет), и основная часть звезд находится на главной последовательности.

На левой диаграмме изображено еще только сформировавшееся скопление (возрастом до 5 млн лет), в котором большинство звезд еще даже не «родилось» (если рождением считать вступление на главную последовательность). Эти звезды очень яркие, так как основная часть их энергии обусловлена не термоядерными реакциями, а гравитационным сжатием. Фактически, они все еще сжимаются, двигаясь постепенно вниз по диаграмме Герцшпрунга - Рассела (как показано стрелкой), пока температура в центре не вырастет достаточно, чтобы запустить эффективные термоядерные реакции. Тогда звезда окажется на главной последовательности (черная линия на диаграмме) и будет находиться там какое-то время. Стоит также отметить, что самые тяжелые звезды (M > 6M ☉) рождаются уже на главной последовательности, то есть когда они формируются температура, в центре уже достаточно высокая, чтобы инициировать термоядерное горение водорода. Из-за этого тяжелых протозвезд (слева) на диаграмме мы не видим.

На правой диаграмме показано старое скопление (возрастом 12,7 млрд лет). Видно, что большая часть звезд уже покинуло главную последовательность, двигаясь «вверх» по диаграмме и становясь красными гигантами. Более подробно про это, а также горизонтальную ветвь мы поговорим в другой раз. Однако здесь стоит отметить, что самые тяжелые звезды покидают главную последовательность раньше всех (мы уже отмечали, что за большую светимость приходится платить короткой жизнью), тогда как самые легкие звезды (справа от главной последовательности) продолжают находиться на ней. Таким образом, если для скопления известна «точка перегиба» - то место, где обрывается главная последовательность и начинается ветвь гигантов, можно достаточно точно оценить, сколько лет назад звезды сформировались, то есть найти возраст скопления. Поэтому диаграмма Герцшпрунга-Рассела приносит и пользу для идентификации очень молодых и очень старых скоплений звезд.

Ранние спектральные классы) в правый нижний угол (низкие светимости, поздние спектральные классы) диаграммы. Звёзды главной последовательности имеют одинаковый источник энергии («горение» водорода, в первую очередь, CNO-цикл), в связи с чем их светимость и температура (спектральный класс) определяются их массой :

где светимость L и масса M измеряются в единицах солнечной светимости и массы, соответственно. Поэтому начало левой части главной последовательности представлено голубыми звёздами с массами ~50 солнечных , а конец правой - красными карликами с массами ~0,0767 солнечных.

Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90 % времени эволюции большинства звёзд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов , нейтронных звёзд или чёрных дыр .

Участок главной последовательности звёздных скоплений является индикатором их возраста: так как темпы эволюции звёзд пропорциональны их массе, то для скоплений существует «левая» точка обрыва главной последовательности в области высоких светимостей и ранних спектральных классов, зависящая от возраста скопления, поскольку звёзды с массой, превышающий некий предел, заданный возрастом скопления, ушли с главной последовательности (см. рис., чётко видна точка ухода с главной последовательности на ветвь красных гигантов). Время жизни звезды на главной последовательности $\backslash tau\_\{\backslash rm\; MS\}$ в зависимости от начальной массы звезды M по отношению к современной массе Солнца $\backslash begin\{smallmatrix\}M\_\{\backslash bigodot\}\backslash end\{smallmatrix\}$ можно оценить по эмпирической формуле:

$\backslash begin\{smallmatrix\}\; \backslash tau\_\{\backslash rm\; MS\}\backslash \; \backslash approx\; \backslash \; 6\backslash cdot\backslash \; 10^\{9\}\; \backslash text\{лет\}\; \backslash cdot\; \backslash left[\; \backslash frac\{M\_\{\backslash bigodot\}\}\{M\}\; +\; \backslash \; 0.14\; \backslash right]^\{4\}\; \backslash end\{smallmatrix\}$

Напишите отзыв о статье "Главная последовательность"

Примечания

См. также

Литература

Отрывок, характеризующий Главная последовательность

Преследуемая стотысячною французскою армией под начальством Бонапарта, встречаемая враждебно расположенными жителями, не доверяя более своим союзникам, испытывая недостаток продовольствия и принужденная действовать вне всех предвидимых условий войны, русская тридцатипятитысячная армия, под начальством Кутузова, поспешно отступала вниз по Дунаю, останавливаясь там, где она бывала настигнута неприятелем, и отбиваясь ариергардными делами, лишь насколько это было нужно для того, чтоб отступать, не теряя тяжестей. Были дела при Ламбахе, Амштетене и Мельке; но, несмотря на храбрость и стойкость, признаваемую самим неприятелем, с которою дрались русские, последствием этих дел было только еще быстрейшее отступление. Австрийские войска, избежавшие плена под Ульмом и присоединившиеся к Кутузову у Браунау, отделились теперь от русской армии, и Кутузов был предоставлен только своим слабым, истощенным силам. Защищать более Вену нельзя было и думать. Вместо наступательной, глубоко обдуманной, по законам новой науки – стратегии, войны, план которой был передан Кутузову в его бытность в Вене австрийским гофкригсратом, единственная, почти недостижимая цель, представлявшаяся теперь Кутузову, состояла в том, чтобы, не погубив армии подобно Маку под Ульмом, соединиться с войсками, шедшими из России.
28 го октября Кутузов с армией перешел на левый берег Дуная и в первый раз остановился, положив Дунай между собой и главными силами французов. 30 го он атаковал находившуюся на левом берегу Дуная дивизию Мортье и разбил ее. В этом деле в первый раз взяты трофеи: знамя, орудия и два неприятельские генерала. В первый раз после двухнедельного отступления русские войска остановились и после борьбы не только удержали поле сражения, но прогнали французов. Несмотря на то, что войска были раздеты, изнурены, на одну треть ослаблены отсталыми, ранеными, убитыми и больными; несмотря на то, что на той стороне Дуная были оставлены больные и раненые с письмом Кутузова, поручавшим их человеколюбию неприятеля; несмотря на то, что большие госпитали и дома в Кремсе, обращенные в лазареты, не могли уже вмещать в себе всех больных и раненых, – несмотря на всё это, остановка при Кремсе и победа над Мортье значительно подняли дух войска. Во всей армии и в главной квартире ходили самые радостные, хотя и несправедливые слухи о мнимом приближении колонн из России, о какой то победе, одержанной австрийцами, и об отступлении испуганного Бонапарта.
Князь Андрей находился во время сражения при убитом в этом деле австрийском генерале Шмите. Под ним была ранена лошадь, и сам он был слегка оцарапан в руку пулей. В знак особой милости главнокомандующего он был послан с известием об этой победе к австрийскому двору, находившемуся уже не в Вене, которой угрожали французские войска, а в Брюнне. В ночь сражения, взволнованный, но не усталый(несмотря на свое несильное на вид сложение, князь Андрей мог переносить физическую усталость гораздо лучше самых сильных людей), верхом приехав с донесением от Дохтурова в Кремс к Кутузову, князь Андрей был в ту же ночь отправлен курьером в Брюнн. Отправление курьером, кроме наград, означало важный шаг к повышению.

Решебник по астрономии 11 класс на урок №25 (рабочая тетрадь) - Эволюция звёзд

1. По данным, приведенным в следующей таблице, отметьте на диаграмме Герцшпрунга-Рессела (рис. 25.1) положение соответствующих звезд, а затем дополните таблицу недостающими характеристиками.

Нанесение положения звёзд на диаграмму иллюстрируется на примере Солнца. Звёзды наносим на пересечении координат светимости и температуры.

2. Используя диаграмму Герцшпрунга-Рессела (рис. 25.1), определите цвет, температуру, спектральный класс и абсолютную звездную величинузвезд, находящихся на главной последовательности и имеющих светимость (в светимостях Солнца), равную 0,01; 100; 10 ООО. Полученные данные занесите в таблицу.

3. Укажите последовательность стадий эволюции Солнца:

а) остывание белого карлика;
б) уплотнение масс газа и пыли;
в) сжатие в протозвезду;
г) гравитационное сжатие красного гиганта;
д) стационарная стадия (источник излучения - термоядерная реакция);
е) красный гигант с увеличивающимся гелиевым ядром.

б - в - г - д - е - а

4. При изучении масс звезд и их светимостей установлено, что для звезд, принадлежащих к главной последовательности, в интервале светимость (L) звезды пропорциональна четвертой степени ее массы: L~M 4 . Проведите необходимые расчеты и укажите на диаграмме Герцшпрунга-Рессела (рис. 25.1) местонахождение звезд, имеющих массу: 0.5, 5 и 10.

5. Расчеты показывают, что время t (в годах) пребывания звезды на главной последовательности диаграммы Герцшпрунгз- Рессела можно оценить по формуле t, где М - масса звезды в массах Солнца. Определите время пребывания звезды на главной последовательности (время жизни).

The Hertzsprung-Russell Diagram (HR Diagram)

© Знания-сила

Диаграмма Герцшпрунга-Ре́ссела

Важнейшими физическими характеристиками звезды являются температура и абсолютная звездная величина. Температурные показатели тесно связаны с цветом звезды, а абсолютная звездная величина - со спектральным классом. Вспомним, что согласно используемой в настоящее время классификации, звёзды в соответствии с их спектрами, как уже было сказано в разделе сайта "Спектральные классы", делятся на семь основных спектральных классов. Они обозначены латинскими буквами O, B, A, F, G, K, М . Именно в этой последовательности температура звёзд понижается от нескольких десятков тысяч градусов для класса O (очень горячие звёзды) до 2000-3000 градусов для звёзд класса М .

Т.е. мера блеска, выражается количеством энергии, излучаемой звездой. Её можно вычислить теоретически, зная расстояние до звезды.

В 1913 году́ датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский Генри Норрис Ре́ссел независимо друг от друга пришли к одной идее построить теоретический график, связывающий два основных звездных параметра - температуру и абсолютную звёздную величину. В результате получилась диаграмма, которой были присвоены имена двух астрономов - диаграмма Герцшпрунга-Ре́ссела (сокр. HRD) , или, проще, диаграмма Г-Р. Как мы увидим далее, диаграмма Герцшпрунга-Ре́ссела помогает разобраться в эволюции звёзд. Кроме того, она широко применяется и для определения расстояний до звёздных скоплений.

Каждой точке на этой диаграмме соответствует звезда. По оси́ ординат (вертикальная ось) отложена светимость звезды, а по оси́ абсцисс (горизонтальная ось) температура её поверхности. Если по цве́ту звезды определить её температуру, то в нашем распоряжении будет одна из величин, нужных для построения диаграммы Г-Р. Если известно расстояние до звезды, то по её видимой яркости на небе можно определить светимость. Тогда в нашем распоряжении будут обе величины́, необходимые для построения диаграммы Г-Р, и мы сможем поставить на этой диаграмме точку, которая соответствует нашей звезде.

Солнце помещается на диаграмме напротив светимости 1, а поскольку температура поверхности Солнца составляет 5800 градусов, то оно оказывается почти в середине диаграммы Г-Р.

Звёзды, светимость которых больше солнечной, расположены на диаграмме выше. Например, число 1000 означает, что на этом уровне размещаются звёзды, светимость которых в 1000 раз больше светимости Солнца.

Звёзды с меньшей светимостью, как, например, Сириус B - белый карлик из системы Сириуса, - лежат ниже. Звёзды, которые горяче́е Солнца, как, например, Сириус А и Дзета Возничего В - горячая звезда из системы Дзета Возничего и Спи́ка из созвездия Девы, лежат слева от Солнца. Более холодные звёзды, как Бетельгейзе и красный сверхгигант из системы Дзета Возничего, лежат справа.

Поскольку холодные звёзды излучают красный свет, а горячие - белый или голубой, то на диаграмме справа расположены красные звёзды, а слева - белые или голубые. Вверху на диаграмме лежат звёзды с большой светимостью, а внизу - с малой.

Главная последовательность

Бóльшая часть звёзд на диаграмме Г-Р располагается в пределах диагональной полосы́, идущей из верхнего левого угла в нижний правый. Эта полоса́ называется "главной последовательностью" . Звёзды, располагающиеся на ней, называются "звёздами главной последовательности". Наше Солнце относится к звёздам главной последовательности и расположено в той её части, которая соответствует желтым звёздам. В верхней части главной последовательности расположены самые яркие и горячие звёзды, а справа внизу - самые тусклые и, как следствие, долгоживущие.

Звёзды главной последовательности находятся в самой "спокойной" и стабильной фазе своего существования, или, как принято говорить, фазе жизни.

Источником их энергии являются . По современным оценкам теории звездной эволюции, эта фаза составляет около 90% жизни любой звезды. Именно поэтому большинство звёзд принадлежит главной последовательности.

Согласно теории звездной эволюции, когда запасы водорода в недрах звезды заканчиваются, она покидает главную последовательность, отклоняясь вправо. При этом температура звезды всегда падает, а размер быстро возрастает. Начинается сложное, всё более ускоряющееся движение звезды по диаграмме.

Красные гиганты и белые карлики

Отдельно - правее и выше главной последовательности расположена группа звезд с очень высокой светимостью, причем, температура таких звёзд относительно низка́ - это так называемые красные звёзды-гиганты и сверхгиганты . Это холодные звёзды (приблизительно 3000°С), которые, однако, гораздо ярче звезд с такой же температурой, находящихся в главной последовательности. Один квадратный сантиметр поверхности холодной звезды излучает в секунду относительно малое количество энергии. Большая общая светимость звезды объясняется тем, что велика́ площадь её поверхности: звезда должна быть очень большой. Гига́нтами называют звёзды, диаметр которых больше диаметра Солнца в 200 раз.

Точно так же мы можем рассмотреть и левую нижнюю часть диаграммы. Там расположены горячие звёзды с низкой светимостью. Поскольку квадратный сантиметр поверхности горячего тела излучает в секунду много энергии, а звёзды из левого нижнего угла диаграммы имеют низкую светимость, то мы должны прийти к выводу, что они невелики по размерам. Слева внизу, таким образом, располага́ются белые карлики , очень плотные и компактные звёзды размерами в среднем в 100 раз меньше Солнца, диаметром, соизмеримым с диаметром нашей планеты. Одна из таких звезд, к примеру, - спутник Сириуса, называемый Сириус B .

Звёздные последовательности диаграммы Герцшпрунга-Ре́ссела в принятой условной нумерации

На диаграмме Герцшпрунга-Ре́ссела кроме рассмотренных нами выше последовательностей, астрономы фактически выделяют ещё несколько последовательностей, а главная последовательность имеет условный номер V . Перечислим их:

Iа - последовательность ярких сверхгигантов,
Ib - последовательность слабых сверхгигантов,
II - последовательность ярких гигантов,
III - последовательность слабых гигантов,
IV - последовательность субгигантов,
V - главная последовательность,
VI - последовательность субка́рликов,
VII - последовательность белых карликов.

В соответствии с такой классификацией, наше Солнце с его спектральным классом G2 обозначают как G2V .

Таким образом, уже из общих соображений, зная свети́мость и температуру поверхности, можно оценить размер звезды. Температура говорит нам, сколько энергии излучает один квадратный сантиметр поверхности. Светимость, равная энергии, которую излучает звезда за единицу времени, позволяет узнать величину́ излучающей поверхности, а следовательно, и радиус звезды.

Необходимо также сделать огово́рку, что измерить интенсивность света, приходящего к нам от звёзд, не так-то просто. Атмосфера Земли пропускает не всё излучение. Коротковолно́вый свет, например, в ультрафиолетовой области спектра, не доходит до нас. Следует ещё отметить, что видимые звёздные величи́ны удаленных объектов ослабляются не только вследствие поглощения атмосферой Земли, но ещё и из-за поглощения света пыли́нками, имеющимися в межзвездном пространстве. Понятно, что от этого мешающего фактора нельзя избавить даже космический телескоп, который работает вне атмосферы Земли.

Но и интенсивность света, прошедшего сквозь атмосферу, можно измерять по-разному. Человеческий глаз воспринимает лишь часть света, излуча́емого Солнцем и звездами. Световые лучи разной длины, имеющие разный цвет, не одинаково интенсивно воздействуют на сетчатку глаза, фотопластинку или электронный фото́метр. При определении светимости звёзд учитывают лишь свет, который воспринимается человеческим глазом. Следовательно, для измерений надо использовать инструменты, которые с помощью цветных фильтров имитируют цветовую чувствительность человеческого гла́за. Поэтому на диаграммах Г-Р часто вместо истинной светимости указывают светимость в видимой области спектра, воспринимаемой глазом. Её называют также визуальной светимостью. Величи́ны истинной (болометрической) и визуальной светимости могут различаться достаточно сильно. Так, например, звезда, масса которой в 10 раз больше солнечной, излучает примерно в 10 тысяч раз больше энергии, чем Солнце, в то время как в видимом диапазоне спектра она всего в 1000 раз ярче Солнца. По этой причине спектральный тип звезды сегодня часто заменяют на другой эквивалентный параметр, называемый "показателем цвета"; или "индексом цвета" , отображаемый на горизонтальной оси́ диаграммы. В современной астрофизике индекс цвета представляет собой, по сути, разницу между звёздными величинами звезды в различных диапазонах спектра (принято измерять разницу между звёздными величинами в синей и видимой части спектра, называ́емую B-V или B минус V от английского Blue и Visible ). Этот параметр показывает количественное распределение энергии, которую звезда излучает на разных дли́нах волн, а это напрямую связано с температурой поверхности звезды.

Диаграмма Г-Р обычно приводится в следующих координатах:
1. Светимость - эффективная температура.
2. Абсолютная звездная величина - показатель цвета.
3. Абсолютная звездная величина - спектральный класс.

Физический смысл диаграммы Г-Р

Физический смысл диаграммы Г-Р заключается в том, что после нанесения на неё максимального числа экспериментально наблюдаемых звёзд, по их расположе́нию можно определить закономерности их распределения по соотношению спектра и светимости. Если бы между свети́мостями и их температурами не было никакой зависимости, то все звёзды распределялись бы на такой диаграмме равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются несколько закономерно распределенных группировок звёзд, только что рассмотренных нами, называемых последовательностями.

Диаграмма Герцшпрунга-Ре́ссела оказывает огромную помощь в изучении эволюции звезд на протяжении их существования. Если бы было возможным проследить за эволюцией звезды в течение всей её жизни, т.е. в течение нескольких сотен миллионов или даже нескольких миллиардов лет, мы бы увидели её медленное смещение по диаграмме Г-Р в соответствии с изменением физических характеристик. Передвижения звёзд по диаграмме в зависимости от возраста называют эволюционными треками.

Другими словами, диаграмма Г-Р помогает понять, как звёзды эволюционируют на протяжении всего своего существования. Обратным расчетом с помощью этой диаграммы можно вычислить расстояния до звезд.

Уважаемые посетители!

– наиболее распространенные из всех наблюдаемых космических объектов Вселенной.

Важнейшим параметром звезд является масса. Звездами называются газовые шары, масса которых превосходит 0,08 масс Солнца.

Изучая свечение звезд, их спектры, установили, что атмосферы звезд состоят из водорода, гелия и примеси некоторых других элементов. Именно в звездах имеются условия для формирования более тяжелых элементов, чем гелий.

Температуры и светимости звезд заключены в очень широких пределах, но эти параметры не являются независимыми. Светимость звезд сравнивают со светимостью Солнца. Абсолютная звездная величина Солнца M = +4,82 m . Светимость Солнца: L = 3,58·10 26 Вт. Существуют звезды, в сотни тысяч раз более яркие и в сотни тысяч раз более слабые, чем Солнце.

Звезды главной последовательности – это нормальные звезды, похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода в термоядерных реакциях. 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.

Глубокий эволюционный смысл имеет диаграмма спектр–светимость .

Звезды образуются в результате гравитационной неустойчивости в холодных и плотных молекулярных облаках. Поэтому звезды всегда рождаются группами (скоплениями, комплексами). Стадия развития звезды, характеризующаяся сжатием и не имеющая еще термоядерных источников энергии, называется протозвездой . В течение сотен тысяч лет холодное газопылевое облако ощутимо сжимается; температура в центре облака увеличивается до миллионов кельвинов. По достижению температуры в несколько миллионов кельвинов в центре начинаются термоядерные реакции. Минимальная масса, которая необходима для этого, составляет 0,08 M .

В звездах главной последовательности происходит реакции так называемого протон-протонного цикла.

Дальнейшая эволюция звезды зависит от ее массы. Звезды скромных размеров и небольшой массы, включая и Солнце, в конце жизни, после стадии красного гиганта сжимаются и сбрасывают оболочку, превращаясь в белые карлики . Белые карлики имеют массу, не превышающую 1,2 M , радиус в 100 раз меньше солнечного. Их плотность в миллион раз больше солнечной.

Нейтронные звезды образуются при вспышках сверхновых звезд, если первоначальная масса звезды была 10–40 M либо при аккреции вещества на белый карлик в тесной двойной системе. Они быстро вращаются вокруг своей оси и обладают сильным магнитным полем. Движущиеся заряженные частицы генерируют электромагнитные волны, которые излучаются узким быстровращающимся пучком. Нейтронные звезды отождествляются с пульсарами.

Если конечная масса звезды больше 3 M , то звезда становится черной дырой . Гравитационное поле столь массивной звезды так сильно сдавливает ее вещество, что звезда не может остановиться на стадии нейтронной звезды и продолжает сжиматься вплоть до гравитационного радиуса. Предполагают, что количество черных дыр в нашей Галактике около десяти миллионов.