НОВОСТИ    БИБЛИОТЕКА    ССЫЛКИ    КАРТА САЙТА    О САЙТЕ







предыдущая главасодержаниеследующая глава

§ 75. Четыре диаграммы

Накопление информации о светимостях, спектральных классах, показателях цвета и массах звезд позволило сделать ряд сопоставлений, которые в конце концов дали возможность приступить к изучению проблемы звездной эволюции.

Одно из первых таких сопоставлений было сделано в начале нашего столетия Герцшпрунгом и Ресселом и получило название диаграммы «светимость - спектральный класс» или «диаграммы Г-Р» (диаграммы Герцшпрулга - Рессела). В современной звездной астрономии и астрофизике эта диаграмма играет выдающуюся роль, и потому мы остановимся на ее описании подробнее.

Оба автора отложили на горизонтальной оси диаграммы спектральные классы звезд в последовательности О, В, A, F, G, К и М, т. е. в порядке понижения температуры. Так как показатель цвета С или (В-V) также характеризует температуру звезды, то теперь при построении диаграммы на ее горизонтальной оси часто откладывают не спектральные классы, а показатели цвета в порядке возрастания слева направо.

На вертикальной оси откладываются абсолютные звездные величины так, чтобы вверху были звезды высокой светимости, а внизу - малой. Можно откладывать вместо абсолютных звездных величин светимости, но в логарифмическом масштабе. Каждая звезда, для которой известны спектральный класс и абсолютная звездная величина, изображается на этой диаграмме точкой. Так, например, Солнце спектрального класса G и имеет абсолютную звездную величину, около 4m,9. По этим величинам находим «место Солнца» на диаграмме Герцшпрунга - Рессела.

Точки не заполняют всей диаграммы, а группируются в избранных местах - последовательностях. На рис. 141 изображены эти последовательности. В верхней части диаграммы расположены звезды, обладающие абсолютной величиной, доходящей до -8m, т. е. светимостью, превышающей 10 тысяч; они называются яркими сверхгигантами и их класс светимости обозначается 1а. Несколько ниже расположена последовательность слабых сверхгигантов, помеченная Ia. Еще ниже лежит последовательность ярких гигантов (II), обладающих абсолютными величинами от - 5m до -2m. Символом III обозначена последовательность нормальных гигантов. Йесколько ниже ее проходит последовательность субгигантов (IV).

Рис. 141. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела. Римскими цифрами указаны классы светимости
Рис. 141. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела. Римскими цифрами указаны классы светимости

Наибольшее количество точек заполняет наклонную полосу, которая называется главной последовательностью (V). Конгруэнтно этой полосе, но несколько ниже нее, проходит последовательность (VI) ярких субкарликов. Еще одна область, разделяющаяся на две подобласти (VIIa и VIIb), характеризуется ранними спектральными классами (А - F) и очень малыми светимо-стями звезд. К таким звездам принадлежат уже встречавшиеся нам спутники Сириуса и Проциона. Эти звезды названы «белыми карликами», хотя было бы лучше назвать их «звездами-лилипутами».

Чтобы лучше представить себе физическую сущность этой диаграммы, рассмотрим рис. 142. На нем вместо спектральных классов или показателей цвета на горизонтальной оси отложены логарифмы температур. Так как по температуре и светимости можно вычислить радиус звезды (см. § 73), то на рис. 142 изображены наклонные линии, соединяющие те места диаграммы, где расположены звезды с одинаковыми радиусами, равными числам, написанным около линий (радиусы даны в радиусах Солнца).

Рис. 142. Схематическое изображение диаграммы 'температура-светимость'
Рис. 142. Схематическое изображение диаграммы 'температура-светимость'

Из этого графика видно, что звезды-гиганты имеют радиусы в 100-1000 раз большие радиуса Солнца. Звезды главной последовательности обладают радиусами, постепенно уменьшающимися вдоль нее от 10 примерно до 0,8 радиуса Солнца. Что касается белых карликов, то их радиусы очень малы - они составляют сотые доли радиуса Солнца. Таким образом, на диаграмме Г - Р представлены звезды самых разнообразных физических свойств. Чтобы еще лучше представить себе это разнообразие, рассмотрим вторую, не менее важную диаграмму, которая впервые была составлена Эддингтоном, сопоставившим массы и светимости звезд. На рисунке 143 изображена эта диаграмма по современным данным о визуально- и спектрально-двойных звездах. На горизонтальной оси диаграммы отложены логарифмы масс (lg М), выраженных в массах Солнца; на вертикальной - болометрические абсолютные звездные величины. Из этого рисунка видно, что масса и светимость звезды связаны между собой - чем больше масса, тем выше светимость звезды. Три отклонившиеся от хода зависимости точки изображают данные о массах и светимостях белых карликов. Они имеют меньшие светимости, чем следовало бы ожидать по их массам. Данные о звездных массах весьма поучительны. Как видно из рис. 143, логарифмы масс изменяются в пределах от 1,3 до 1,5, так что массы звезд заключены в пределах от 0,05 до 40 масс Солнца. Правда, известны звезды, обладающие большими массами, но все же не превышающими 70 масс Солнца.

Рис. 143. Зависимость светимости звезды от ее массы
Рис. 143. Зависимость светимости звезды от ее массы

Вместе с тем светимости различных звезд заключены в пределах от одной стотысячной до 10 тысяч! Объемы звезд так же разнообразны, как и их светимости. Известны звезды, у которых объем составляет миллиардные доли объема Солнца, наряду со звездами, превосходящими Солнце по объему в миллиарды раз.

Рис. 144. Диаграмма (U - B, B - V)
Рис. 144. Диаграмма (U - B, B - V)

Это говорит о том, что средние плотности вещества звезд изменяются в огромных пределах. Действительно, у звезд-гигантов они могут доходить до 10-9 г/см3, у звезд главной последовательности они порядка 1-2 г/см3, а у белых карликов они достигают 106 г/см3. Последние часто называли сверхплотными звездами, до тех пор пока не были, в самое последнее время, открыты звезды - источники пульсирующего радиоизлучения - «пульсары», которые считают нейтронными звездами (см. § 79.) Можно полагать, что средняя плотность вещества пульсара 1015 г/см3!

Вернемся теперь к рис. 141. На нем можно увидеть, что одному и тому же спектральному классу звезды могут соответствовать самые различные светимости. Из этого -следует, что у таких звезд во много раз отличаются как объемы, так и плотности вещества. Это сказывается на виде спектральных линий, так что хотя спектральный класс и одинаков, но по виду спектра можно судить о том, к какому классу светимости принадлежит звезда. Особенно это сказывается на спектрах белых карликов.

Оказалось, что для характеристики их спектров гарвардской классификации недостаточно. Была сделана попытка создать специальную классификацию, которую мы и приводим. Она похожа на гарвардскую с добавлением к обычным символам буквы D:

DC - непрерывный спектр с почти незаметными линиями поглощения, 
DO - видны интенсивные линии поглощения ионизованного гелия, 
DB - сильны линии поглощения нейтрального гелия, 
DA - линий гелия не видно; сильны линии водорода, 
DF - линий водорода нет, видны линии Н и К ионизованного кальция, 
DG - видны линии Н и К и линии железа.

В последнее время все большую роль играет еще одна диаграмма, изображенная на рис. 144. На ее горизонтальной оси отложены показатели цвета В - V, а на вертикальной показатели цвета U - В. Из нее видно, что разные классы светимости характеризуются несколько отличным распределением энергии в спектре, если судить по показателям цвета.

Четвертая, очень важная диаграмма связана со 0,1 свойствами пульсирующих переменных звезд, о которых будет подробно рассказано в главе VIII. Мы уже упоминали в § 1, что звезда δ Цефея является «родоначальницей» обширного класса переменных звезд - цефеид. Они изменяют свой блеск периодически с амплитудами, достигающими в некоторых случаях одной-двух звездных величин. Оказалось, что между периодом цефеиды и ее светимостью существует тесная зависимость, которая изображена на рис. 145. Чем больше период колебаний, тем выше светимость цефеиды.

Рис. 145. Зависимость светимости от периода звезд типа RR Лиры и цефрид Сδ
Рис. 145. Зависимость светимости от периода звезд типа RR Лиры и цефрид Сδ

Эта зависимость может быть выведена «полутеоретически». Дело в том, что теория пульсаций переменных звезд приводит к универсальному соотношению между периодом звезды Р и средней плотностью ее вещества, выражаемому формулой


Кроме того, наблюдения показывают, что по мере увеличения периода цефеиды ее спектральный класс становится более поздним, т. е. температура ее фотосферы понижается. Формула (7.16) в сочетании с формулой (7.13) и зависимостью «масса - светимость» с учетом температуры дает возможность получить согласующуюся с наблюдениями зависимость «период - светимость».

Зависимость «период - светимость» цефеид играет огромную роль в звездно-астрономических исследованиях. Зная видимую звездную величину цефеиды и вычислив по этой зависимости абсолютную звездную величину, можно по формуле (7.4) определить ее расстояние от Земли.

предыдущая главасодержаниеследующая глава







© Злыгостев Алексей Сергеевич, подборка материалов, оцифровка, статьи, оформление, разработка ПО 2001-2019
При копировании материалов проекта обязательно ставить активную ссылку на страницу источник:
http://12apr.su/ 'Библиотека по астрономии и космонавтике'

Рейтинг@Mail.ru Rambler s Top100