Людині, яка тільки почала знайомитися з астрофізикою, може здатися, що існує будь-яка комбінація кольору та розміру зорі. Але насправді це не так, і дійсний стан речей описує діаграма Герцшпрунга — Рассела, за якою ховаються фундаментальні залежності, згідно з якими функціонують світила.
Найважливіша діаграма астрофізики
Коли йдеться про характеристики стану певної зорі, яка чимось зацікавила астрономів, достатньо часто вони подаються через вказування її положення на діаграмі Герцшпрунга — Рассела. При цьому фахівці чудово розуміють, про що мова, але для більшості людей це звучить як якась абракадабра.
Проте насправді все це можна пояснити й для простих людей. У XIX столітті науковцям стало очевидно, що видима величина на небі залежить і від власної світності зір, і від відстані до них. При цьому колір світила корелює з його температурою. Але обидва параметри можуть сильно відрізнятися для різних об’єктів.
Чи можуть вони утворювати будь-яку комбінацію? Відповісти на це запитання стало можливо після спектроскопічних досліджень, проведених у другій половині XIX — на початку XX століть у Гарвардській обсерваторії. Саме її співробітниця Енні Джамп Кеннон розробила систему позначення спектральних класів латинськими літерами, якою ми користуємося досі.
Саме на основі цих даних данський астроном Ейнар Герцшпрунг та американський вчений Генрі Рассел незалежно один від одного провели аналіз і розмістили відомі світила у системі координат, у якій по вертикалі знизу вгору ішла світність, а по горизонталі — колір, від блакитного до червоного. І виявилося, що зорі не вкривають її рівномірно, а формують кілька видовжених груп, які заведено називати послідовностями.
Головна послідовність
Найбільша кількість зір на діаграмі Герцшпрунга — Рассела припадає на так звану головну послідовність. Якщо розташування осей є стандартним, то вона тягнеться з нижнього правого кута у верхній лівий. 90 % усіх зір, які вчені спостерігають у Чумацькому Шляху, припадає саме на неї.
Головна послідовність — це не просто лінія на графіку. Вона показує нормальний стан зорі, яка перебуває в середині свого життєвого циклу: перші мільйони років, які вона провела як протозоря, вже минули, перетворення на субгігант чи червоний гігант — ще нескоро.
У нижній її частині розташовані найхолодніші й найменші зорі — червоні карлики. Коричневі зазвичай зорями не вважаються, але якщо розмістити їх на головній послідовності, то вони продовжать її далі в інфрачервону зону й у бік зменшення світимості.
Насправді червоні карлики — це досить різноманітна група зір, світність між членами якої може відрізнятися у десятки разів. Об’єднує їх усіх те, що, на відміну від решти зір, всередині них неможливі реакції за участю гелію, тому на червоні гіганти вони ніколи не перетворюються.
Вважається, що в кінці свого життя вони мають стискатися, розігріватися та ставати блакитними карликами. Однак жодної такої зорі ніхто ніколи не бачив, оскільки термін їхнього життя складає десятки мільярдів, а то і трильйони років, що набагато більше часу існування Всесвіту. Температура поверхні червоних карликів складає від 2 до 4 тис. К.
Далі йдуть помаранчеві карлики. Це зорі, маса яких складає десятки відсотків від сонячної, а температура поверхні — 4–5 тис. К. На відміну від червоних карликів, вони в кінці свого існування перетворюються на червоні гіганти, але жодної подібної зорі ще ніхто не бачив, оскільки час їхньої еволюції перевищує вік Всесвіту.
За ними йдуть жовті зорі, до яких належить і наше Сонце. Температури поверхні у них складають 5–7 тис. градусів, а час перебування на головній послідовності — 8–15 млрд років. Якщо ж зсуватися далі вліво, можна побачити спочатку жовтуваті зорі спектрального класу F, потім — білі класу A, біло-блакитні класу B і, нарешті, блакитні класу О.
У всіх цих світил є кілька спільних рис. По-перше, всі вони важчі за Сонце і гарячіші за нього. Внаслідок цього термоядерні реакції всередині проходять набагато інтенсивніше, ніж на Сонці, тож і старіють вони набагато швидше. З цього випливає їхня друга особливість: на головній послідовності вони перебувають лише від кількох мільйонів до кількох мільярдів років.
З другої особливості гарячих типів зір витікає третя — вони достатньо рідкісні. І чим масивнішою та гарячішою є зоря, тим рідше щось подібне можна спостерігати. Наприклад, зір спектрального класу О відомо всього кілька десятків тисяч. Саме світила з лівої частини головної послідовності найчастіше стають героями статей про дослідження унікальних об’єктів.
Субгіганти та гіганти
Другою за частотою згадування послідовністю є гіганти. Часто їх називають також червоними гігантами, оскільки їхні найпомітніші представники належать до спектрального класу M. Однак поруч із ними існують і надзвичайно яскраві зорі спектральних класів К та G.
Пояснити, що таке послідовність гігантів, легше за все з погляду астрофізики. Коли у світила масою від 0,4 до кількох мас Сонця вичерпується водень, воно поступово починає переходити на спалювання гелію. Зовнішні оболонки зорі роздуваються та охолоджуються, але світимість загалом тільки зростає. Якщо дивитися на діаграму Герцшпрунга — Рассела, то виглядає це все так, ніби зоря зсувається вправо від головної послідовності. При цьому більшою частиною вона все ще складається саме з водню. Горіння починається у ядрі, спочатку в дуже обмеженій області, а потім захоплює дедалі більший об’єм.
Однак це не може тривали вічно. Рано чи пізно і це паливо закінчується, і тут зорі різної маси починають поводитися по-різному. Усі вони так чи інакше сходять з послідовності червоних гігантів, однак менші за розміром зазвичай опиняються на горизонтальній гілці та зрештою просто скидають свою оболонку, перетворюючись на білий карлик.
Важчі ж зорі можуть взагалі зсуватися на діаграмі вліво. Зрештою всередині них починаються реакції за участю кисню та вуглецю. Вони переходять на асимптотичну гілку, яка розташована ще вище і правіше, ніж попередня. Тобто вони ще червоніші та яскравіші, ніж усе до них. Але підсумок в усіх червоних гігантів завжди один і той самий — перетворення на білий карлик.
Субкарлики
Нижче головної послідовності й паралельно до неї розташована ще одна вузька і довга зона зір, про яку згадують не так вже і часто — субкарлики. Насправді це мінімум дві різні категорії світил, об’єднані разом. Права половина цієї послідовності — це зорі спектральних класів G, K та M. Вони надзвичайно схожі на своїх «родичів» з головної послідовності, але мають меншу світність, ніж мали б за такої температури.
Усе це — старі зорі, у складі яких дуже мало металів, тобто елементів, важчих за гелій. Через це вони трохи менше випромінюють у видимому діапазоні, але більше — в ультрафіолетовому.
Зовсім не схожі на них «гарячі» субкарлики. Їхнє походження залишається дискусійним. Деякі науковці вважають, що ці об’єкти є червоними гігантами, які на певній стадії втратили свої зовнішні оболонки ще до того, як вичерпали все гелієве паливо. Інші — що вони утворюються під час злиття двох гелієвих білих карликів. У будь-якому разі живляться вони саме гелієвими реакціями.
Білі карлики
У нижній частині діаграми Герцшпрунга — Рассела розташована послідовність білих карликів. Це саме те, на що перетворюється абсолютна більшість зір середнього розміру минувши стадію червоного гіганта. За температурою вони справді нагадують зорі головної послідовності, що належать до класу A, однак при цьому на кілька порядків тьмяніші за них.
Маса білих карликів може коливатися від кількох десятків відсотків до 1,4 маси Сонця. По суті, це мертві зорі, що складаються з гелію вуглецю чи кисню. Термоядерні реакції на них більше не відбуваються, однак енергії вони накопичили надзвичайно багато. Випромінюючи її, вони можуть світити ще мільярди й десятки мільярдів років, поки повністю не згаснуть.
Надгіганти
Найцікавіші речі відбуваються у верхній частині діаграми Герцшпрунга — Рассела. Тут розташовані зорі з масами більше, ніж 10 сонячних. Формально саме тут є верхня межа головної послідовності, але фактично існує кілька достатньо віртуальних, які інколи називають гілками надгігантів та гіпергігантів.
Однак насправді про все це можна говорити достатньо умовно. Річ у тім, що зорі, які розташовані у верхній частині діаграми Герцшпрунга — Рассела, по-перше, надзвичайно рідкісні, по друге — дуже швидко еволюціонують. Вони просто поступово «запалюють» все нові й нові хімічні елементи, заходячи при цьому навіть далі, ніж у випадку гігантів асимптотичної гілки.
Інші об’єкти на діаграмі Герцшпрунга — Рассела
Загалом, астрономи використовують діаграму Герцшпрунга — Рассела для розміщення на ній будь-яких об’єктів або систем, що складаються із зір, аби краще зрозуміти їхню природу. Наприклад, положення зір у складі зоряного скупчення на цій діаграмі дає змогу оцінити його вік. Розташування компонентів у подвійних системах допомагає краще зрозуміти їхню еволюцію. А зорі, що пульсують, формують на діаграмі характерні послідовності.
Діаграма Герцшпрунга — Рассела — це одночасно й опис усіх можливих видів зір, і осмислення шляхів їхньої еволюції. Саме тому вчені, коли описують світила, весь час звертаються до цієї діаграми, аби висловлюватися найточніше. Тому її не варто лякатися.
