Человеку, который только начал знакомиться с астрофизикой, может показаться, что существует любая комбинация цвета и размера звезды. Но на самом деле это не так, и действительное положение вещей описывает диаграмма Герцшпрунга — Рассела, за которой скрываются фундаментальные зависимости, согласно которым функционируют светила.
Важнейшая диаграмма астрофизики
Когда речь идет о характеристиках состояния определенной звезды, чем-то заинтересовавшей астрономов, достаточно часто они подаются из-за указания ее положения на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. При этом специалисты прекрасно понимают, о чем идет речь, но для большинства людей это звучит как некая абракадабра.
Однако на самом деле все это объяснимо и для простых людей. В XIX веке ученым стало очевидно, что видимая величина на небе зависит и от собственной светимости звезд, и от расстояния до них. При этом цвет светила коррелирует с его температурой. Но оба параметра могут сильно отличаться для разных объектов.
Могут ли они образовывать любую комбинацию? Ответить на этот вопрос стало возможно после спектроскопических исследований, проведенных во второй половине XIX — начале XX веков в Гарвардской обсерватории. Именно ее сотрудница Энни Джамп Кэннон разработала систему обозначения спектральных классов латинскими буквами, которой мы пользуемся до сих пор.
Именно на основе этих данных датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский ученый Генри Рассел независимо друг от друга провели анализ и разместили известные светила в системе координат, в которой по вертикали снизу вверх шла светимость, а по горизонтали — цвет, от голубого до красного. И оказалось, что звезды не покрывают ее равномерно, а формируют несколько удлиненных групп, которые принято называть последовательностями.
Главная последовательность
Наибольшее количество звезд на диаграмме Герцшпрунга — Рассела приходится на так называемую главную последовательность. Если расположение осей является стандартным, то она тянется из нижнего правого угла в верхний левый.
Главная последовательность — это не просто линия на графике. Она показывает нормальное состояние звезды, которая находится в середине своего жизненного цикла: первые миллионы лет, которые она провела как протозвезда, уже прошли, превращение в субгигант или красный гигант — еще нескоро.
В нижней ее части находятся самые холодные и маленькие звезды — красные карлики. Коричневые обычно звездами не считаются, но если расположить их на главной последовательности, то они продолжат ее дальше в инфракрасную зону и в сторону уменьшения светимости.
На самом деле красные карлики — довольно разнообразная группа звезд, светимость между членами которой может отличаться в десятки раз. Объединяет их всех то, что, в отличие от остальных звезд, внутри них невозможны реакции с участием гелия, поэтому в красные гиганты они никогда не превращаются.
Считается, что в конце своей жизни они должны сжиматься, разогреваться и становиться голубыми карликами. Однако никакой такой звезды никто никогда не видел, поскольку срок их жизни составляет десятки миллиардов, а то и триллионы лет, что гораздо больше времени существования Вселенной. Температура поверхности красных карликов составляет от 2 до 4 тыс. К.
Дальше идут оранжевые карлики. Это звезды, масса которых составляет десятки процентов от солнечной, а температура поверхности — 4–5 тыс. К. В отличие от красных карликов, они в конце своего существования превращаются в красные гиганты, но никакой подобной звезды еще никто не видел, поскольку время их эволюции превышает возраст Вселенной.
За ними идут желтые звезды, к которым относится и наше Солнце. Температуры поверхности у них составляют 5–7 тыс. градусов, а время пребывания на главной последовательности — 8–15 млрд лет. Если же сдвигаться дальше влево, можно увидеть сначала желтоватые звезды спектрального класса F, затем — белые класса A, бело-голубые класса B и, наконец, голубые класса О.
Во всех этих светилах есть несколько общих черт. Во-первых, все они тяжелее Солнца и горячее его. В результате термоядерные реакции внутри идут гораздо интенсивнее, чем на Солнце, поэтому и стареют они гораздо быстрее. Из этого следует их вторая особенность: на главной последовательности они состоят только от нескольких миллионов до нескольких миллиардов лет.
Из второй особенности горячих типов звезд вытекает третья — они достаточно редкостны. И чем массивнее и горячее звезда, тем реже что-то подобное можно наблюдать. К примеру, зрение спектрального класса О известно всего несколько десятков тысяч. Именно светила из левой части главной последовательности чаще всего становятся героями статей об исследовании уникальных объектов.
Субгиганты и гиганты
Второй по частоте упоминания последовательностью являются гиганты. Часто их называют также красными гигантами, поскольку наиболее заметные их представители принадлежат к спектральному классу M. Однако рядом с ними существуют и яркие звезды спектральных классов К и G.
Объяснить, что такое последовательность гигантов, легче всего с точки зрения астрофизики. Когда у светила массой от 0,4 до нескольких масс Солнца иссякает водород, оно постепенно начинает переходить на сжигание гелия. Внешние оболочки звезды раздуваются и охлаждаются, но светимость в целом только растет. Если смотреть на диаграмму Герцшпрунга Рассела, то выглядит все так, будто звезда сдвигается вправо от главной последовательности. При этом большей частью она все еще состоит именно из водорода. Горение начинается в ядре, сначала в очень ограниченной области, а потом захватывает все больший объем.
Однако это не может продолжаться вечно. Рано или поздно и это топливо заканчивается, и здесь звезды разной массы начинают вести себя по-разному. Все они так или иначе сходят с последовательности красных гигантов, однако меньшие по размеру обычно оказываются на горизонтальной ветке и просто сбрасывают свою оболочку, превращаясь в белый карлик.
Более тяжелые же звезды могут вообще сдвигаться на диаграмме влево. В конце концов внутри них начинаются реакции с участием кислорода и углерода. Они переходят на асимптотическую ветвь, которая расположена еще выше и правее предыдущей. То есть они еще краснее и ярче, чем все до них. Но итог у всех красных гигантов всегда один и тот же — превращение в белый карлик.
Субкарлики
Ниже главной последовательности и параллельно к ней расположена еще одна узкая и длинная зона звезд, о которой упоминают не так уж часто — субкарлики. На самом деле это минимум две разные категории светил, объединенных вместе. Правая половина этой последовательности — это звезды спектральных классов G, K и M. Они чрезвычайно похожи на своих «родственников» из главной последовательности, но имеют меньшую светимость, чем при такой температуре.
Все это — старые звезды, в составе которых очень мало металлов, то есть элементов тяжелее гелия. Поэтому они несколько меньше излучают в видимом диапазоне, зато больше — в ультрафиолетовом.
Совершенно не похожи на них «горячие» субкарлики. Происхождение их остается дискуссионным. Некоторые ученые считают, что они красные гиганты, которые на определенной стадии потеряли свои внешние оболочки еще до того, как исчерпали все гелиевое топливо. Другие — что они образуются при слиянии двух белых гелиевых карликов. В любом случае питаются они именно гелиевыми реакциями.
Белые карлики
В нижней части диаграммы Герцшпрунга — Рассела расположена последовательность белых карликов. Это именно то, во что превращается абсолютное большинство звезд среднего размера, миновав стадию красного гиганта. По температуре они действительно напоминают звезды главной последовательности, относящиеся к классу A, однако при этом на несколько порядков тусклее их.
Масса белых карликов может колебаться от нескольких десятков процентов до 1,4 массы Солнца. По сути, это мертвые звезды, состоящие из гелия углерода или кислорода. Термоядерные реакции на них больше не происходят, однако энергии они накопили очень много. Излучая ее, они могут светить еще миллиарды и десятки миллиардов лет, пока полностью не угаснут.
Сверхгиганты
Интересные вещи происходят в верхней части диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Здесь расположены звезды с массами более 10 солнечных. Формально именно здесь находится верхняя граница главной последовательности, но фактически существует несколько виртуальных, которые иногда называют ветвями сверхгигантов и гипергигантов.
Однако на самом деле обо всем этом можно говорить достаточно условно. Дело в том, что звезды, которые находятся в верхней части диаграммы Герцшпрунга — Рассела, во-первых, чрезвычайно редкостны, во вторых — очень быстро эволюционируют. Они просто постепенно «зажигают» все новые и новые химические элементы, заходя при этом даже дальше, чем в случае гигантов асимптотической ветви.
Другие объекты на диаграмме Герцшпрунга — Рассела
В целом астрономы используют диаграмму Герцшпрунга — Рассела для размещения на ней любых объектов или систем, состоящих из звезд, чтобы лучше понять их природу. Например, положение звезд в составе звездного скопления на этой диаграмме позволяет оценить его возраст. Расположение компонентов в двойных системах помогает лучше понять их эволюцию. А пульсирующие звезды формируют на диаграмме характерные последовательности.
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела — это одновременно и описание всех возможных видов звезд и осмысление путей их эволюции. Поэтому ученые, когда описывают светила, все время обращаются к этой диаграмме, чтобы высказываться наиболее точно. Потому ее не стоит бояться.
