Диаграмма герцшпрунга-рассела

Звёздные последовательности диаграммы Герцшпрунга-Ре́ссела в принятой условной нумерации

На диаграмме Герцшпрунга-Ре́ссела кроме рассмотренных нами
выше последовательностей, астрономы фактически выделяют ещё несколько последовательностей, а главная последовательность имеет условный номер
V. Перечислим их:

Iа — последовательность ярких сверхгигантов,Ib — последовательность слабых сверхгигантов,II — последовательность ярких гигантов,III — последовательность слабых гигантов,IV — последовательность субгигантов,V — главная последовательность,VI — последовательность субка́рликов,VII — последовательность белых карликов.

В соответствии с такой классификацией, наше Солнце с его спектральным классом G2 обозначают как G2V.

Таким образом, уже из общих соображений, зная свети́мость и температуру
поверхности, можно оценить размер звезды. Температура говорит нам, сколько энергии излучает один квадратный сантиметр поверхности. Светимость, равная
энергии, которую излучает звезда за единицу времени, позволяет узнать величину́ излучающей поверхности, а следовательно, и радиус звезды.

Необходимо также сделать огово́рку, что измерить интенсивность света, приходящего к нам от звёзд, не так-то просто. Атмосфера Земли пропускает
не всё излучение. Коротковолно́вый свет, например, в ультрафиолетовой области спектра, не доходит до нас. Следует ещё отметить, что видимые звёздные величи́ны
удаленных объектов ослабляются не только вследствие поглощения атмосферой Земли, но ещё и из-за поглощения света пыли́нками, имеющимися в межзвездном
пространстве. Понятно, что от этого мешающего фактора нельзя избавить даже космический телескоп, который работает вне атмосферы Земли.

Но и интенсивность света, прошедшего сквозь атмосферу, можно измерять по-разному. Человеческий глаз воспринимает лишь часть света,
излуча́емого Солнцем и звездами. Световые лучи разной длины, имеющие разный цвет, не одинаково интенсивно воздействуют на сетчатку глаза, фотопластинку или
электронный фото́метр. При определении светимости звёзд учитывают лишь свет, который воспринимается человеческим глазом. Следовательно, для измерений надо
использовать инструменты, которые с помощью цветных фильтров имитируют цветовую чувствительность человеческого гла́за. Поэтому на диаграммах Г-Р часто вместо
истинной светимости указывают светимость в видимой области спектра, воспринимаемой глазом. Её называют также визуальной светимостью. Величи́ны
истинной (болометрической) и визуальной светимости могут различаться достаточно сильно. Так, например, звезда, масса которой в 10 раз больше солнечной, излучает
примерно в 10 тысяч раз больше энергии, чем Солнце, в то время как в видимом диапазоне спектра она всего в 1000 раз ярче Солнца. По этой причине спектральный
тип звезды сегодня часто заменяют на другой эквивалентный параметр, называемый
«показателем цвета» или «индексом цвета», отображаемый на
горизонтальной оси́ диаграммы. В современной астрофизике индекс цвета представляет собой, по сути, разницу между звёздными величинами звезды в
различных диапазонах спектра (принято измерять разницу между звёздными величинами в синей и видимой части спектра, называ́емую
B-V или B минус V от английского
Blue и Visible). Этот параметр показывает количественное распределение энергии, которую звезда излучает на разных дли́нах волн, а это
напрямую связано с температурой поверхности звезды.

Диаграмма Г-Р обычно приводится в следующих координатах:1.
Светимость — эффективная температура.2. Абсолютная звездная величина — показатель цвета.3. Абсолютная звездная величина — спектральный класс.

Лекция 5. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

5.1 Основные последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела

Основные наблюдаемые характеристики каждой звезды — спектр и светимость — зависят от ее массы, возраста и химического состава. Изучение таких зависимостей является главным источником информации об эволюции звёзд и характеристиках звёздных населений. Основным инструментом при этом служит диаграмма Герцшпрунга-Рессела (далее ГР-диаграмма). Диаграмма Герцшпрунга-Рессела показывает связь между абсолютными звёздными величинами звёзд и их спектральными классами. Первоначально эта диаграмма строилась для ближайших звёзд с точно измеренными тригонометрическими параллаксами. Так как абсолютная звёздная величина является мерой светимости, то по оси ординат ГР-диаграммы часто откладывают болометрическую звёздную величину. А так как кроме спектрального класса имеются и иные меры температуры на поверхности звезды, и, прежде всего, это показатели цвета в различных фотометрических системах, то по оси абсцисс часто откладывают показатели цвета или эффективную температуру. Замена абсолютных звёздных величин на светимости, а спектральных классов на иные меры температуры несколько изменяют вид диаграммы, не меняя ее сущности, поэтому часто диаграммы с разными мерами светимости и температуры также называют диаграммами Герцшпрунга-Рессела. Сущность же рассматриваемой диаграммы в том, что звёзды не заполняют равномерно плоскость этой диаграммы, а группируются вдоль более или менее выделяющихся последовательностей. Эти последовательности можно отождествить с классами светимости, описанными в предыдущей лекции.


Рис. 5-1	Рис. 5-2

сверхгигантыкрасных гигантовглавная последовательностьсубкарликовбелых карликов

Построить ГР-диаграмму, отражающую не только качественное разделение звёзд на определенные классы, но и количественные соотношения между плотностями населенности звездами различных частей диаграммы очень трудно. Это связано с тем, что самые яркие звёзды — верхней части главной последовательности, сверхгиганты и гиганты — наблюдаются на больших расстояниях и, следовательно, выбираются из значительно большего объема, чем слабые красные карлики и белые карлики. Такое явление называется селекцией, с этим явлением астрономы встречаются очень часто. Определение количественных соотношений между численностями звёзд разных спектральных классов и классов светимости будет рассмотрено в лекци 12. Здесь же, на рис. 5-2 мы показываем ГР-диаграмму, построенную по звездам каталога Hipparcos, для которых абсолютные звёздные величины вычислены по точным тригонометрическим параллаксам. Из рисунка хорошо видно, насколько мало в окрестностях нашего Солнца встречается звёзд большой светимости главной последовательности и сверхгигантов по сравнению со звездами главной последовательности умеренных светимостей. Также много наблюдается и красных гигантов, заметны на рисунке и субгиганты. Относительно малое количество слабых звёзд главной последовательности объясняется исключительно селекцией, так же как и полное отсутствие белых карликов. Оценить, какие звёзды в основном подвергаются селекции можно исходя из того, что предельная видимая звёздная величина каталога Hipparcos близка V ≈ 10m. Сейчас известно, что на самом деле плотность красных карликов в объеме Галактики значительно больше, чем более ярких звёзд главной последовательности и гигантов. Рис. 5-2 отражает количественные соотношения между звездами, видимыми на небе в небольшой телескоп или даже невооруженным взглядом. Из рисунка следует, что невооруженным взглядом в основном видны звёзды спектральных классов A и F главной последовательности, а также красные гиганты, тогда как небольшой телескоп лишь несколько увеличивает относительную численность звёзд спектрального класса G.

Как будет показано ниже, ГР-диаграмма является важнейшим инструментом при исследовании звёздных скоплений.

Публикации с ключевыми словами:
звездная астрономия
Публикации со словами:
звездная астрономия

См. также:

Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей

Астрометрия
—
Астрономические инструменты
—
Астрономическое образование
—
Астрофизика
—
История астрономии
—
Космонавтика, исследование космоса
—
Любительская астрономия
—
Планеты и Солнечная система
—
Солнце

Интерпретация

Диаграмма HR с полоса нестабильности и его компоненты выделены

Большинство звезд занимают на диаграмме область вдоль линии, называемой главная последовательность. На этапе своей жизни, когда звезды находятся на главной линии последовательности, они плавление водорода в их ядрах. Следующая концентрация звезд находится на горизонтальная ветвь (синтез гелия в активной зоне и водород, горящий в оболочке, окружающей ядро). Еще одна важная особенность — это Разрыв Герцшпрунга расположен в области между спектральными классами A5 и G0 и между +1 и −3 абсолютными звездными величинами (т.е. между вершиной главной последовательности и гигантами в горизонтальная ветвь ). Переменная RR Лиры звезды можно найти слева от этого промежутка на части диаграммы, называемой полоса нестабильности. Цефеид переменные также попадают на полосу нестабильности при большей светимости.

Диаграмма H-R может использоваться учеными, чтобы приблизительно измерить, насколько далеко звездное скопление или же галактика с Земли. Это можно сделать, сравнив видимую звездную величину звезд в скоплении с абсолютной звездной величиной звезд с известным расстоянием (или модельных звезд). Наблюдаемая группа затем сдвигается в вертикальном направлении, пока две основные последовательности не наложатся. Разница в величине, которая была преодолена, чтобы соответствовать двум группам, называется модуль расстояния и является прямой мерой расстояния (без учета вымирание ). Этот метод известен как подгонка главной последовательности и это тип спектроскопический параллакс. Можно использовать не только выключение в главной последовательности, но и вершину звезды ветви красных гигантов.

Диаграмма, увиденная миссией ESA Gaia

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела показывает только белые карлики с данными ЕКА Миссия Gaia

Часть диаграммы из ESA Гайя. Темная линия, вероятно, представляет собой переход от частично конвективной к полностью конвективной. красные карлики

ЕКА Миссия Gaia показал несколько особенностей на диаграмме, которые либо неизвестны, либо предположительно существуют. Он обнаружил пробел в основной последовательности, который появляется для М-карлики и это объясняется переходом от частично конвективного ядра к полностью конвективному ядру. За белые карлики на диаграмме показаны несколько функций. Две основные концентрации появляются на этой диаграмме вслед за последовательностью остывания белых карликов, что объясняется составом атмосферы белых карликов, особенно водород против гелий преобладают атмосферы белых карликов. Третья концентрация объясняется кристаллизацией ядра внутренних частей белых карликов. Это высвобождает энергию и задерживает охлаждение белых карликов.

Приложения

Внешние ссылки

(ru) Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (онлайн-курс Парижской обсерватории)


Классы светимости и спектральные классы	Спектральные типы классов: ранний тип · средний тип · поздний тип · гипергигант (0): светящаяся синяя переменная · (O0-A0) · желтый (конец A0 — начало K0) · (K0-M0) · сверхгигант ( I ): синий (O I -B I ) · белый (A I ) · желтый (F I -G I ) · красный (K I -M I ) · светлый Гигант ( II ) · Гигант ( III ): синий (O III — B III -Некоторых III ) · красный (К III , -M III ) · Суб-гигант ( IV ) · Карликовые ( главная последовательность = V ): синий (О В ) · сине-белый (B V ) · белый (А V ) · Желто-белый (F V ) · желтый (G V ) · оранжевый (K V ) · красный (M V ) · Субкарлик ( VI ): Тип O (O VI ) · Тип B (B VI ) · карлик ( продвинутая стадия): синий · белый · красный · черный · Особые классы: звезда солнечного типа · Коричневый карлик (не совсем звезда)
Типы	Двойная звезда · звездный беглец · межгалактическая звезда · Голубой отставший · звезда Be ( звезда-оболочка ) · двойная звезда · звездная переменная · кратная звезда · гипотетическая звезда
Двоичные файлы	На ощупь · К затмениям · астрометрический · Отдельный · Полуотдельный · Спектроскопический · TTL · Визуальный · X · X с малой массой · X с высокой массой · Гамма · Sursauteur X · симбиотическая звезда · микроквазар · Pulsar Binary
Переменные	Обозначение переменных звезд · Цефеида · Катаклизмическая ( полярная ) · Эруптивная (тип UV Ceti) · Herbig Ae / Be · Голубой светящийся · Полурегулярный · Тип Alpha² Canum Venaticorum · Тип Beta Lyrae · Тип BY Draconis · Тип Delta Scuti · Тип FU Orionis · Type Mira · Type RR Lyrae · Type T Tauri · Type W Virginis · Wolf-Rayet · Мягкая гамма Sursauteur · пульсирующий белый
Несколько	Звездная система · Звездное скопление · Звездное сверхскопление · Звездная ассоциация · Ассоциация OB · Открытое скопление · Шаровое скопление · Голубые капли
Композиции	Металличность · Am · Ap и Bp ( ROAP ) · Барий · Углерод · CH · Гелий экстремальный · Лямбда-бётис · Ртуть и марганец · PG 1159 · Свинец · Тип S · Технеций
Компактные объекты	Протонейтронная звезда · Звездный нейтрон · Магнитар · Пульсар ( Обозначение · Двойной · Миллисекунда · X · аномальный X ) · Квазар · Черная дыра
Гипотетический	Коатликуэ · Замороженный · Звезда из железа · Черная звезда, полуклассическая гравитация · Темная материя Черная звезда · Звезда в преонах · Звездный кварк · Гравастар · Синий карлик · Q · Субъект Торн-Житков · Квазизвезда
Классификации	Stellar обозначения ( Байер · Флемстид ) · Временная шкала · Диаграмма Герцшпрунга-Рассела ( спектральный тип · яркость Класс · Главная последовательность · Полоса нестабильности · асимптотическим гигантское Отделение · Красный комок ) · звездное население ( I · II · III )
Каталоги	Барнард · Генри Дрейпер · Глизе · Гиппаркос · Мессье · NGC · Вашингтон (двойные звезды) · Эйткен (двойные звезды)
Списки	Brillantes · блестящий на вид · яркий и близкий · экстремальный · гигантский · гипотетический · самый массовый · массивный · менее · традиционные имена · имена, официально признанные IAU · закрыть
Обучение	Молекулярное Облако ( Гигантское ) · Сохраняющаяся сверхновая · Ветер пульсара туманности · Дисковая аккреция · Гравитационная нестабильность · Темная туманность · Область H I · Область H II · Бок клеток крови · протозвезда · планетарная протонебулеза · Планетарная туманность · Клетки крови неясны · начальная функция массы · Тема Хербиг-Аро · основной пре-эпизод · трек Хаяши
Звездная физика	Звездная эволюция · Звездная нуклеосинтез · Астросейсмология · Вольфа-Райе пузырь · Звездная кинематика · Компактность · Гравитационный коллапс · неустойчивости Рэлея-Тейлора · Джет · Эддингтон предел · предел Оппенгеймера-Волкофф · Рок лопасть · Чандрасекхар масса · Кельвина-Гельмгольца Механизм · Нова ( Гном · Световой красный ) · Сверхновое ( Свернутое Сердце · По парному производству · термоядерного ) · Hypernova · Unnova · Шварцшильд Ray · Альфа реакция · перенос излучения · Превышение цвета · вспышка гелия · землетрясения звезда · конвекционной зона
солнце	Активность · Апекс · Цикл корональные · Хромосфера · Постоянные · Корона · Цикл · Затмение · масса выброс корональной · Сыпь ( · · ) · Волокно · Гелиопауза · Гелиосейсмология · Мортон волну · фотосфер · протуберанец · Излучение · переходная зона · спикулу · Сюрсаут · Ветер

Звезды. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.

Сопоставление светимостей звезд с их спектральными классами впервые было сделано в начале XX века Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Расселом, поэтому диаграмму спектр-светимость часто называют диаграммой Герцшпрунга–Рассела. На этой диаграмме по оси абсцисс откладываются спектральные классы (или эффективные температуры), по оси ординат – светимости L (или абсолютные звездные величины М). Если бы между светимостями и их температурами не было никакой зависимости, то все звезды распределялись на такой диаграмме равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются несколько закономерностей, которые называют последовательностями.

Большинство звезд (около 90 %), располагаются на диаграмме вдоль длинной узкой полосы, называемой главной последовательностью. Она протянулась из верхнего левого угла (от голубых сверхгигантов) в нижний правый угол (до красных карликов). К звездам главной последовательности относится Солнце, светимость которого принимают за единицу. Точки, соответствующие гигантам и сверхгигантам, располагаются над главной последовательностью справа, а соответствующие белым карликам – в нижнем левом углу, под главной последовательностью. По распределению звезд в соответствии с их светимостью и температурой на диаграмме Герцшпрунга–Рассела выделены следующие классы светимости:

сверхгиганты – I класс светимости;
гиганты – II класс светимости;
звезды главной последовательности – V класс светимости;
субкарлики – VI класс светимости;
белые карлики – VII класс светимости.

Принято указывать класс светимости после спектрального класса звезды. Солнце – звезда G2V. В настоящее время выяснилось, что звезды главной последовательности – нормальные звезды, похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода в термоядерных реакциях. Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части главной последовательности и являются голубыми гигантами. Самые маленькие по массе звезды – карлики. Они располагаются в нижней части главной последовательности. Параллельно главной последовательности, но несколько ниже ее располагаются субкарлики. Они отличаются от звезд главной последовательности меньшим содержанием металлов.

Выяснилось, что положение звезды на диаграмме Герцшпрунга – Рассела изменяется в зависимости от возраста звезды. Большую часть своей жизни звезда проводит на главной последовательности. В этот период ее цвет, температура, светимость и другие параметры почти не меняются. Но до того, как звезда достигнет этого устойчивого состояния, еще в состоянии протозвезды, она имеет красный цвет и в течение короткого времени большую светимость, чем будет иметь на главной последовательности.

Звезды большой массы (сверхгиганты) щедро расходуют свою энергию, и эволюция таких звезд продолжается всего сотни миллионов лет. Поэтому голубые сверхгиганты являются молодыми звездами. Стадии эволюции звезды после главной последовательности также короткие. Типичные звезды становятся при этом красными гигантами, очень массивные звезды – красными сверхгигантами. Звезда быстро увеличивается в размере, и ее светимость возрастает. Именно эти фазы эволюции отражаются на диаграмме Герцшпрунга–Рассела. В 1911–24 гг. астрономы Холм, Рассел, Герцшпрунг и Эддингтон установили, что для звезд главной последовательности существует связь между светимостью L и массой М, и построили диаграмму масса–светимость.

Термоядерный механизм излучения звезды качественно объясняет зависимость масса–светимость: чем больше масса, тем больше светимость. Действительно, при большей массе в недрах звезды достигаются более высокие температуры. Вероятность реакций синтеза возрастает, соответственно выделяется больше энергии и увеличивается светимость звезды.

Распределение звезд — неоднородное население по возрасту и химическому составу

Рассмотрение диаграммы звездной популяции, показанной ниже, показывает огромную концентрацию звезд по диагонали, а также значительную концентрацию на несколько величин выше диагонали. Другие области диаграммы полностью беззвездны или очень малонаселены. На рисунке ниже показана диаграмма Герцшпрунга-Рассела близлежащих звезд, расстояние до которых известно с хорошей точностью.

Основная последовательность

Главная последовательность представляет собой область диаграммы Герцшпрунга-Рассела , где большинство звезд проживают, она соответствует диагонали от верхнего левого угла (горячей и светлой) в нижнем правом углу (холодная и робкими). Если концентрация звезд там настолько высока, то это потому, что они проводят там около 90% своей жизни, мало развиваются, сжигая водород в своем сердце.

Разброс звезд вокруг главной последовательности объясняется несколькими причинами. Химический состав незначительно меняет место звезды на диаграмме: чем больше она богата металлами, чем холоднее и тем меньше светящихся он есть, потому что он держит радиус постоянная. В звезды населения II , значительно беднее , чем звезды населения I , таким образом , образуют класс суб-карликов . Кроме того, звезды медленно увеличиваются в яркости и меняют температуру во время своей фазы на главной последовательности. Другие факторы, такие как вращение, присутствие близких товарищей или магнитные поля, также могут объяснить несколько разбросанное размещение. Другой фактор — неопределенность наблюдений; эти неопределенности в основном влияют на расстояние от рассматриваемой звезды, но также касаются двойных звезд , которые не идентифицированы или плохо идентифицированы как таковые.

Гиганты

Примерно на 5-10 звездных величин выше главной последовательности находится большая концентрация звезд: это звезды в конце своей жизни, то есть на стадии красного гиганта , с тонким слоем водорода, который «горит» вокруг инертного ядра гелия. , то есть — и особенно на самом деле — звезды горизонтальной ветви , в центре которой гелий сливается с образованием углерода и кислорода. Однако во время главной последовательности гелий сгорает намного быстрее, чем водород, и звезды на этой стадии весьма нестабильны. Красные гиганты поднимаются по яркости далеко за пределы этой концентрации звезд.

«Дыра» желтых гигантов

В температурной зоне звезд типа G и F при светимости, превышающей в 50 раз светимости Солнца, звезд почти нет. Такую «дыру» можно объяснить нестабильностью таких звезд: звезды промежуточных или очень массивных масс после главной последовательности очень быстро становятся красными гигантами (менее 1% их времени, затрачиваемого на главную последовательность), в то время как звезды горение гелия в их сердцах нестабильно в этом регионе.

Белые карлики

Бывшие ядра звезд выбросили свою оболочку во время стадии красных гигантов, белые карлики — очень маленькие звезды (некоторые размером с Землю) и очень горячие на поверхности. Отсюда и это особое положение в нижнем левом углу диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Это последняя стадия для звезд с массой менее 8 масс Солнца. Эти звезды медленно остывают и превращаются в черных карликов , но это охлаждение занимает десятки миллиардов лет, поэтому на сегодняшний день никаких черных карликов не наблюдалось. В отличие от других звезд, самые яркие белые карлики наименее массивны, так как излучение белого карлика уменьшается с его массой.

Теория скользящей эволюции звезд

В начале прошлого столетия ученые считали, что все звезды в процессе своей эволюции сжимаются. Рассел на основании своей диаграммы предложил следующие этапы звездной эволюции:

Изначальное газопылевое облако в процессе вращения сжимается, что приводит к его нагреванию.
Сформировавшийся центр туманности представляет собой огромный объект, излучающий в инфракрасном диапазоне.
По мере дальнейшего нарастания давления, звезда разогревается до видимого красного спектра, превращаясь в красный гигант.
Дальнейшее сжатие увеличивает температуру объекта до желтого, белого и голубого спектра. В диаграмме Герцшпрунга-Рассела эволюционирующая звезда перемещается влево и вверх.
На этапе голубой звезды нагревание по непонятным причинам прекращается (это слабое место теории, удовлетворительных объяснений этому явлению не нашлось), но процесс сжатия продолжается.
На следующих этапах звезда уменьшается в размерах и остывает от голубого спектра до красного, превращаясь в красный карлик. На диаграмме положение такого объекта будет перемещаться от левого верхнего угла вниз и вправо.
Исчерпавшая энергию звезда гаснет. На ее месте остается черный карлик.

Вышеприведенное объяснение получило название «Теория скользящей эволюции звезд». Такая гипотеза казалась правдоподобной, некоторые ее постулаты подтверждались экспериментально, но она не давала ответов на все вопросы. По мере развития науки, диаграмма Герцшпрунга пополнялась новыми звездами и их новыми последовательностями, что позволило усовершенствовать теорию Рассела.

Эволюция звёзд

Современная наука считает, что звезды формируются из холодного газового облака, коллапсирующего под силой собственной гравитации. При этом выделяется тепло, которое разогревает газовое облако. Когда температура достигает нескольких млн К, начинается термоядерная реакция. Этот этап считают рождением звезды. Основным классом звезд, в которых протекает преобразование водорода в гелий, является главная последовательность. Перспективы эволюции нового космического объекта оценивают исходя из его начальной массы:

Протозвезды, с массой в несколько раз больше массы Солнца, сжимаются до горячих звезд класса О и В. Эти объекты яркие, горячие и имеют большой радиус. Чем крупнее звезда, тем быстрее выгорает водород, и тем быстрее наступает следующий этап эволюции – гигант (сверхгигант). На этой фазе термоядерные реакции протекают с участием гелия. По мере преобразования всего гелия в углерод, звезда раздувается и сбрасывает оболочку. Остается ядро, которое трансформируется в звезду, состоящую из нейтронов, либо в черную дыру.
Протозвезды, с массой близкой к массе Солнца, сжимаются до звезд класса Продолжительность жизни таких объектов около 10 млрд лет на главной последовательности. Затем звезда поднимается выше по диаграмме Герцшпрунга-Рессела на фазу красного гиганта. Этот этап занимает около 10% всей жизни объекта, завершается сбросом наружного слоя и образованием белого карлика.
Протозвезды, с массой в несколько раз меньше массы Солнца, образуют красный карлик. Низкая температура способствует умеренному течению термоядерных реакций, поэтому существуют такие звезды очень долго – от десятков млрд до десятков трлн лет. Отсутствие гелия не дает возможности трансформироваться в красный гигант. Со временем красный карлик выгорает, постепенно сжимается, что приводит к разогреву, и превращается сначала в голубой, а потом в белый карлик.
Протозвезда, с массой менее 0,08 массы Солнца, не может стать звездой. Масса и давление такого объекта недостаточны для запуска термоядерных реакций; он излучает только в инфракрасном диапазоне. К таким «несостоявшимся» звездам относятся .

По мере старения нашей галактики, главная последовательность будет становиться беднее, зато число карликов будет возрастать.

Копилка

Как на крыльях бабочек создается защитное изображение змеи
Бабочки, конечно, ничего не знают о змеях. Зато о них знают птицы, охотящиеся на бабочек. Птицы, плохо распознающие змей, чаще становятся…
Если octo на латыни «восемь», то почему октава содержит семь нот?
Октавой называется интервал между двумя ближайшими одноименными звуками: до и до, ре и ре и т. д. С точки зрения физики «родство» этих…
Почему важных особ называют августейшими?
В 27 году до н. э. римский император Октавиан получил титул Август, что на латыни означает «священный» (в честь этого же деятеля, кстати,…
Чем пишут в космосе
Известная шутка гласит: «NASA потратило несколько миллионов долларов, чтобы разработать специальную ручку, способную писать в космосе….
Почему основа жизни — углерод?
Известно порядка 10 миллионов органических (то есть основанных на углероде) и лишь около 100 тысяч неорганических молекул. Вдобавок…
Почему кварцевые лампы синие?
В отличие от обычного стекла, кварцевое пропускает ультрафиолет. В кварцевых лампах источником ультрафиолета служит газовый разряд в парах ртути. Он…
Почему дождь иногда льет, а иногда моросит?
При большом перепаде температур внутри облака возникают мощные восходящие потоки. Благодаря им капли могут долго держаться в воздухе и…

Физический смысл диаграммы Г-Р

Физический смысл диаграммы Г-Р заключается в том, что после нанесения на неё максимального числа экспериментально наблюдаемых звёзд, по их
расположе́нию можно определить закономерности их распределения по соотношению спектра и светимости. Если бы между свети́мостями и их температурами не было
никакой зависимости, то все звёзды распределялись бы на такой диаграмме равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются несколько закономерно распределенных
группировок звёзд, только что рассмотренных нами, называемых последовательностями.

Диаграмма Герцшпрунга-Ре́ссела оказывает огромную помощь в
изучении эволюции звезд на протяжении их существования. Если бы было возможным проследить за эволюцией звезды в течение всей её жизни, т.е. в течение
нескольких сотен миллионов или даже нескольких миллиардов лет, мы бы увидели её медленное смещение по диаграмме Г-Р в соответствии с изменением физических
характеристик. Передвижения звёзд по диаграмме в зависимости от возраста называют эволюционными треками.