§2. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

Какое место в окружающем звездном мире занимает наше Солнце, а с ним и планетная система? Вопрос этот неизбежно возникает после того, как мы познакомились с природой окружающего нас мира планет.

Звезды – наиболее распространенные объекты Вселенной. Основная масса космического вещества, вероятно, сосредоточена в них. На долю межзвездной космической пыли приходится около 2%, и лишь ничтожные доли процента выпадают на планеты и другие мелкие объекты.

Наблюдения показывают, что звезды имеют различный цвет, светимость, различный химический спектр излучения. А поскольку все эти параметры связаны с массой и радиусом звезды, то это значит, что существует большое разнообразие не только внешних параметров, но и состава звезд.

Исследованиями уже давно была установлена зависимость между светимостью и спектральным классом звезд. Впервые это обнаружил в 1905 г. датский астроном Э. Герцшпрунг (1873 – 1967). В 1910 г. независимо от него к такому же выводу при построении диаграммы спектра-светимости пришел американский астрофизик Г. Рессел (1877 – 1957). Рессел сразу же дал эволюционную интерпретацию найденной зависимости между химическим составом звезд, устанавливаемым по их спектрам, светимостью, цветом, массой и радиусом звезды. График зависимости получил название «диаграмма Герцшпрунга-Рессела» и ныне является одним из самых мощных средств исследований звездного мира (рис. 110).

Спектральная классификация звезд была разработана еще в конце прошлого века в Гарвардской обсерватории (США) под руководством Э. Пикеринга. К настоящему времени изучены спектры почти 500000 звезд. Все они подразделяются на семь спектральных классов, обозначаемых буквами О, В, А, F, G, K, M, которые располагаются в последовательности убывания температур – от 30000 до 3000 К. Для более удобного запоминания порядка спектральных классов Рессел предложил своим студентам фразу, по первым буквам которой они легко воспроизводили всю таблицу классов: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me! – «Будь славной девочкой, поцелуй меня!» Б. Ф. Воронцов-Вельяминов, наш известный астроном, автор знаменитого учебника астрономии для 11 класса средней школы, придумал такую фразу: «Один бритый англичанин финики жевал, как морковь».

Рис. 110. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

Если бы никакой зависимости между спектром и светимостью не было, то звезды располагались бы на диаграмме равномерно. На самом деле (см. рис. 110) они группируются на диаграмме в трех областях, образуя несколько последовательностей.

Наибольшее число звезд расположено вдоль узкой полосы, зигзагообразно пересекающей диаграмму с левого верхнего угла к правому нижнему. Эта полоса называется Главной последовательностью. Кроме этой последовательности в правом верхнем секторе имеется группа звезд, обладающих большой светимостью при сравнительно низкой температуре. Это звезды-гиганты и сверхгиганты. Их высокая светимость обеспечивается громадными размерами, в сотни и тысячи раз превышающими размеры Солнца.

В левом нижнем секторе диаграммы расположены звезды низкой светимости, но необычайно высокой температуры. Это белые карлики – их низкая светимость обусловлена исключительно малыми размерами – в тысячи раз меньше Солнца.

Таким образом, большинство звезд главной последовательности с умеренной и малой массой занимает как бы промежуточное положение между двумя рассмотренными крайними случаями. В Галактике эти звезды концентрируются в галактической плоскости и в секторах, при­мыкающих к центру галактического диска.

Субкарлики чаще всего наблюдаются в крупных шаровых скоплениях звезд, число которых достигает сотни тысяч. Шаровые скопления и субкарлики образуют в нашей Галактике подобие сферической «короны» с сильной концентрацией к галактическому центру. Их очень много в Галактике (около 100 миллиардов), и они поставляют большинство звезд. Массивные горячие звезды главной последовательности концентрируются к плоскости галактического экватора. Спектр этих звезд богат водородом и гелием; спектр субкарликов беден тяжелыми элементами, и в частности металлами. Таким образом, объекты, образующие «корону» Галактики, обеднены металлами в сравнении с объектами, образующими диск нашей Галактики (Шклов­ский, 1984). Это распределение связано с изменением возраста звезд, которые непрерывно образуются в Галактике путем конденсации пылегазовых облаков межзвездной среды. Наше Солнце находится на периферии Галактики, вблизи ее плоскости, т.е. в области, где преобладают звезды главной последовательности.

Большинство красных гигантов располагается в пределах диска Галактики, в области с характерным значением масс звезд в 1,1 – 1,5 солнечной. Их насчитывается значительно меньше, чем белых карликов, – не более миллиона.

Эволюционный путь звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рессела зависит от ее начальной массы. Молодая массивная звезда «садится» на верхнюю часть главной последовательности, протозвезды с небольшой массой (меньше солнечной) – на нижнюю ее часть.

Протозвездная стадия эволюции массивных звезд весьма быстротечна – всего несколько сот тысяч лет. Поэтому число их в Галактике невелико. Но после стабилизации ядерных процессов такие звезды прочно и надолго занимают свое место на главной последовательности. Таким образом, главная последовательность – это область стационарных звезд. По мере выгорания водорода и других элементов вещества масса и светимость звезды уменьшаются, и звезда смещается вниз, вправо по главной последовательности.

После окончания формирования твердого субъядра процесс сжатия вещества прекращается и внешние газовые оболочки атмосферы начинают расширяться, а старая звезда приобретает все признаки красного сверхгиганта. Таким образом, она сходит с главной последовательности и переходит в правую верхнюю область диаграммы. В дальнейшем атмосфера и внешние оболочки звезды могут быть сброшены в результате коллапса (взрыва «сверхновой») и обнажившееся субъядро перейдет в левую нижнюю область диаграммы, где располагаются белые карлики. Таким образом, эволюционный трек звезды на диаграмме довольно сложный. Вместе с данными о спектральном составе диаграмма дает представление о возрасте окружающих нас звезд.

Когда звезда садится на главную последовательность, в ее недрах начинаются ядерные водородные реакции. Следовательно, по содержанию водорода, определяемого по спектру излучения, можно оценить и возраст звезды:

, (XIV.19)

где X – среднее содержание водорода;  – количество энергии при ядерном превращении одного грамма вещества; L – светимость; М – масса звезды.

Проанализируем диаграмму (см. рис. 110). Звезды спектральных классов О – F называются звездами ранних спектральных классов, звезды классов F – М – поздних спектральных классов. В направлении сверху вниз массы звезд уменьшаются, и одновременно уменьшается их светимость. Так, звезды класса О имеют М = 35М₀; класса В – 14М₀; класса F – 1,8M₀; класса К – 0,8М₀; класса М – 0,5М₀. В интервале масс 0,5М₀  М  10М₀ эмпирически установлено, что светимость звезды пропорциональна четвертой степени ее массы:

L ~ M⁴. (XIV.20)

Имеется также эмпирическая связь между светимостью и радиусом:

L ~ R^5,2. (XIV.21)

Сопоставляя обе последние формулы, найдем:

R ~ M^0,75, (XIV.22)

а с учетом формулы для определения полной светимости звезды

L = 4R²T⁴, (XIV.23)

где  – постоянная Стефана Больцмана, найдем зависимость температуры от массы:

. (XIV.24)

Отсюда видно, что звезды более поздних спектральных классов характеризуются более низкими температурами. Подсчеты показывают, что более всего заселена нижняя часть главной последовательности, т.е. преобладают старые звезды. В окрестностях Солнца преобладают звезды малой светимости – в 10⁴ меньше светимости Солнца.

В целом изменение спектра звезд связано с их возрастом. В атмосферах молодых звезд преобладают линии легких элементов – водорода и гелия. По мере старения звезды эти линии исчезают и появляются линии металлов.

Рассмотрим более подробно это изменение спектральных характеристик звезд главной последовательности.

Класс О. Звезды этого класса характеризуются большой интенсивностью ультрафиолетового спектра. Это свидетельствует о высокой температуре звезд, около 25000 – 30000 К. Цвет таких горячих звезд – голубоватый. В спектре преобладают линии ионизированного гелия и многократно ионизированных атомов азота, углерода, кислорода и кремния.

Класс В – цвет голубовато-белый, температура 15000 – 25000 К. В спектре преобладают интенсивные линии нейтрального гелия и (в более низких степенях ионизации) линии азота, углерода, кислорода, кремния. Характерной звездой этого класса является альфа Девы.

Класс А. Звезды белого цвета, температура поверхности 11000 К. Наиболее интенсивны линии водорода, проявляются линии нейтрального кальция и железа (Сириус, Вега).

Класс F – цвет желтовато-белый, температура – 7500 К. В спектре по-прежнему интенсивны линии водорода и многочисленные линии металлов (Процион).

Класс G – желтый спектральный класс, температура 6000 К. Главными в спектре являются не водородные линии, а линии металлов – железа, натрия, марганца и др. Наиболее интенсивны линии ионизованного кальция. Наше Солнце относится к этому классу звезд. К нему относится также звезда Толиман – альфа Центавра, ближайшая к нам звезда. Ее характерные параметры подобны солнечным: Т = 5730 К, М = 1,02М₀, L = 1,2L₀, R = 1,2R₀,  = 0,8 г/см³. Расстояние до нее 1,3 пк (1 пк = 206265 а. е. = 3,0810¹⁸ см).

Класс К – оранжевые звезды, температура 5000 К. В спектре выделяется линия ионизованного кальция и много линий металлов, имеются полосы линий ионизованного титана и нейтрального железа (Арктур, Альдебаран).

Класс М – красноватые звезды, температура 3000 К. В спектре особенно выделяются линии поглощения молекул окиси титана TiO. Линии металлов ослабевают (Бетельгейзе, Антарес).

Анализ диаграммы и данные спектральных характеристик свидетельствуют, что наше Солнце относится к классу зрелых (почтенного возраста) звезд, находящихся в конце своей эволюции.

В классе гигантов интенсивны линии ионизуемых атомов стронция Sr и Са. Это означает, что у гигантов плотность атмосферы на несколько порядков меньше, чем у звезд главной последовательности. Значительно меньше у гигантов и ширина многих линий поглощения. Плотные атмосферы характеризуются более узкими линиями спектра. Класс белых карликов – эти звезды резко отличаются от звезд главной последовательности сильным уменьшением тяжелых элементов, в частности металлов.