Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла - Эволюция звезд

Прежде чем приступать к дальнейшему рассмотрению эволюции звезд, давайте ознакомимся с одним из самых важных графиков, существующих в астрономии.

В 1905- 1907 гг. датский астроном Эинар Герцшпрунг проводил фотометрические измерения ярких звезд двух сравнительно близких звездных скоплений - Плеяды и Гиады. Он обнаружил, что голубые звезды в каждом скоплении имеют самую высокую яркость, а среди красных звезд можно выделить слабые и сравнительно яркие. Иными словами, на диаграмме, где сопоставляются звездная величина и цвет звезд, звезды разбиваются на отдельные группировки. Поскольку звезды каждого скопления находятся от нас примерно на одинаковом расстоянии, видимая яркость, измеряемая в звездных величинах, характеризует светимость звезд. Следовательно, цвет и светимость звезд каким-то образом соотносятся друг с другом.

Но цвет звезды зависит от ее температуры (чем звезда горячее, тем она голубее), которая в свою очередь тесно связана с видом звездного спектра, т. е. спектральным классом, определяемым непосредственно из наблюдений. В 1913 г. американский астроном Генри Ресселл сопоставил светимость различных звезд с их спектральными классами. На диаграмму спектр - светимость он нанес все звезды с известными в то время расстояниями (не зная расстояния, невозможно оценить светимость звезды). С тех пор сходные по своему значению диаграммы цвет-светимость и температура - светимость называют диаграммами Герцшпрунга - Ресселла.

Если нанести положения большого количества звезд на диаграмму, у которой по оси абсцисс отложены спектральные классы звезд, а по оси ординат - светимости, оказывается, что звезды отнюдь не располагаются беспорядочно, а образуют определенные группы. Положение звезды на диаграмме зависит от ее массы, возраста и химического состава. Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла для звезд является важным инструментом сравнения теоретических моделей звезд с наблюдениями, она обычно приводится в следующих координатах:

1. Светимость - эффективная температура 2. Абсолютная звездная величина - показатель цвета 3. Абсолютная звездная величина - спектральный класс

Главную последовательность;

Красные гиганты;

Горизонтальная ветвь;

Асимптотическую ветвь сверхгигантов;

Последовательность белых карликов;

Самая густонаселенная из группировка - главная последовательность - включает в себя около 90% всех наблюдаемых звезд (в том числе и наше Солнце). Она тянется по диагонали, от левого верхнего края диаграммы, где сосредоточены голубые горячие звезды высокой светимости, вправо вниз - к области, занимаемой слабыми красными звездами:

Для звезд главной последовательности существует соотношение, известное как зависимость масса-светимость. Это соотношение было выведено из наблюдательного определения масс и светимостей звезд главной последовательности, но оно также подтверждается расчетами звездных моделей для звезд главной последовательности. Светимость звезды грубо пропорциональна ее массе в степени 3.5 или 4:

Таким образом, звезда в два раза массивней Солнца имеет светимость в 11 раз большую, чем Солнце. Наиболее массивные звезды главной последовательности примерно в 60 раз массивней Солнца. Это соответствует светимости почти в миллион раз больше солнечной.

Для наиболее массивных звезд L~M. Справа над нижней частью главной последовательности располагается ветвь гигантов, объединяющая преимущественно красные звезды большого размера, светимость которых в десятки и сотни раз превосходит Солнечную. Среди этих ярких звезд на ветви гигантов - Арктур, Альдебаран, Дубхе (альфа Большой Медведицы). На самом верху диаграммы почти горизонтально через все спектральные классы проходит последовательность звезд-сверхгигантов. К ней принадлежат, например, Полярная звезда, Ригель, Бетельгейзе. Красные сверхгиганты - это крупнейшие по размеру звезды. А внизу, в области высоких температур и низких светимостей, располагаются крошечные белые карлики. Известны и другие последовательности, но они не столь многочисленны.

Как только обнаружилось существование последовательностей, делались попытки их физической интерпретации. Сначала главная последовательность рассматривалась как совокупность звезд различного возраста, т. е. как путь на диаграмме, по которому большинство звезд перемешается в течение своей жизни, медленно расходуя запасы энергии и уменьшая светимость и температуру. Однако все оказалось сложнее: вдоль главной последовательности располагаются звезды различных масс, в которых энергия излучения выделяется за счет превращения водорода в гелий. Чем массивнее звезда, тем выше ее место на главной последовательности.

На главной последовательности любая звезда проводит большую часть своей жизни, именно поэтому на ней так много звезд. Согласно теории звездной эволюции, когда запасы водорода в недрах звезды заканчиваются, она покидает главную последовательность, отклоняясь вправо. При этом ее температура всегда падает, а размер быстро возрастает. Начинается сложное, все более ускоряющееся движение звезды по диаграмме.

Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла широко применяется астрономами для описания эволюционных изменений звезд и сопоставления теорий эволюции звезд с наблюдениями. Удобна она и для определения возрастов звездных скоплений (на основании теории эволюции), так как с возрастом населенность различных последовательностей меняется. Так, в молодых скоплениях много звезд высокой светимости на главной последовательности и последовательности сверхгигантов. В старых же скоплениях верхний конец главной последовательности "исчезает" (звезды успевают сойти с нее), но зато очень многочисленна ветвь гигантов, куда попадают звезды типа Солнца примерно через 10 млрд лет после своего рождения. Зависимость Герцшпрунга - Ресселла часто используется и для уточнения относительных расстояний до звездных скоплений путем сопоставления положения их главных последовательностей на диаграммах спектр - звездная величина.

Эволюция звезд с низкой и средней массой Звездами с низкой и средней массой (0.08Мsun< М *<8Мsun) можно называть звезды, которые заканчивают свою жизнь без процесса углеродного горения и горения более массивных элементов в ядре. Внутри этой группы звезд также реализуются разные сценарии эволюции в зависимости от массы. Так, звезды с массами меньше 0.08 солнечной никогда не будут иметь достаточной температуры в ядре, чтобы водород загорелся; их называют коричневыми карликами, или иногда водородными вырожденными карликами, т. к. газ в них вырожден. Медленно остывая, они превращаются в черных карликов (черными карликами называются остывшие звезды). Красные карлики с массами меньше половины солнечной достигают в ядре температур, достаточных для горения водорода, но при этом они полностью конвективны, что предотвращает загорание водорода в слоевом источнике вокруг гелиевого ядра, заставляя звезду сжиматься и нагреваться. Это приводит ее к перемещению влево на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла, превращая звезду в вырожденный гелиевый белый карлик.

1. В звездах средних масс ~0.5Мsun <М* < ~8Мsun будут гореть как водород, так и гелий. Они заканчивают свою жизнь как углеродно-кислородные белые карлики, также состоящие из вырожденного газа. Когда у звезд средних масс кончается водород в ядре, происходит его загорание в слоевом источнике вокруг гелиевого ядра. Звезды перемещаются на диаграмме ГР в ветвь красных гигантов. Для масс ~0.5Мsun< М* < ~3Мsun гелий в ядре загорится взрывным путем, испытав так называемую гелиевую вспышку (из-за вырожденности газа в ядре). Для масс ~3Msun< М* < ~8Мsun загорание гелия в ядре произойдет спокойно, так как температура в ядре достаточно высока и газ не успевает дойти до стадии вырождения. Звезда вступает в фазу горения гелия в непрерывно растущем конвективном ядре, вокруг которого горит тонкая водородная оболочка (горение водорода вносит значительный вклад в общую светимость звезды). На диаграмме Герцшпрунга-Рессела горение гелия у звезд этих масс происходит в двух различных областях: на ветви красных гигантов и на более голубой горизонтальной ветви. Когда гелий в ядре закончится, то его горение начнется в слоевом источнике вокруг ядра. Углеродно-кислородное ядро будет сжиматься и нагреваться, в то время как водородная оболочка будет охлаждаться и расширяться и звезда на диаграмме Герцшпрунга-Рессела попадет на ветвь сверхгигантов. Температура в ядрах звезд с массами ~0.5Мsun<М*<~8Мsun недостаточно высока, чтобы поджечь углерод после выгорания гелия. В недрах звезды формируется углеродно-кислородное ядро с вырожденным газом, очень похожее на белый карлик, да оно в сущности и есть белый карлик. При этом оболочка продолжает расширяться и в конце концов звезда и оболочка разделяются. Оболочка постепенно расширяется, формируя так называемую планетарную туманность. Оставшееся ядро и есть углеродно-азотный белый карлик с вырожденным газом, расположенный на диаграмме Герцшпрунга-Ресссела в левом нижнем углу.

Похожие статьи




Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла - Эволюция звезд

Предыдущая | Следующая