Редактирование: Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

:'''''Основной источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ">[https://bigenc.ru/physics/text/2356225 ''Миронов А. В.'' ГЕРЦШПРУНГА – РЕССЕЛА ДИАГРАММА // Большая российская энциклопедия. Электронная версия (2016); 25.09.2021.]</ref>

[[Файл:HRDiagram ru.png|333px|мини|справа|Рис. 1]]Диаграмма Герцшпрунга – Рассела (Рессела) – диаграмма, представляющая зависимость между [[спектральные классы звезд|спектральными классами звёзд]] или [[показатель цвета|показателями цвета]] звёзд и их абсолютными [[звездная величина|звёздными величинами]]. Название диаграммы Герцшпрунга – Рассела – диаграмма связано с именами Э. [[Герцшпрунг]]а, который в 1905 обнаружил, что звёзды разделяются на две большие группы по их радиусам: карлики и гиганты, а также впервые построил (1911) диаграмму «показатель цвета – видимая звёздная величина» для звёзд в скоплениях Плеяды и Гиады, и Г. [[Рассел]]а, который построил (1913) диаграмму «спектральный класс – абсолютная звёздная величина» для звёзд в окрестностях Солнца. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела звёзды занимают не произвольные места, а группируются в определённых участках, образуя последовательности. При теоретических расчётах в качестве параметров диаграмме Герцшпрунга – Рассела используются эффективная температура звезды и логарифм светимости. На рис. 1 показана диаграмма Герцшпрунга – Рассела для звёзд с надёжно определёнными расстояниями от Солнца. Большинство этих звёзд находится на [[главная последовательность|главной последовательности]], которая простирается от наиболее горячих и ярких звёзд в левом верхнем углу диаграммы к наиболее холодным звёздам наименьшей светимости (внизу справа). На стадии главной последовательности проходит основное время жизни звезды. При образовании звезды из межзвёздного вещества она, в зависимости от её массы, попадает на так называемую начальную главную последовательность; при этом чем массивнее звезда, тем больше у неё светимость, радиус и температура. На стадии главной последовательности в ядрах звёзд происходят ядерные реакции превращения водорода в гелий ([[водородный цикл]]). Чем массивнее звезда, тем быстрее она эволюционирует, перемещаясь на диаграмме Герцшпрунга – Рассела в красную область и увеличивая светимость. Наиболее массивные звёзды становятся [[сверхгиганты|сверхгигантами]], которые, в зависимости от светимости, разделяют на яркие, нормальные и слабые сверхгиганты. Звёзды с массой, близкой к массе Солнца, проводят на главной последовательности около 10 млрд. лет. В ходе эволюции такие звёзды отклоняются от начальной главной последовательности вверх и вправо, образуя последовательность субгигантов. В дальнейшем, после истощения водорода в ядре, звезда за время около 2–10% от времени нахождения на главной последовательности перемещается в область гигантов, в которой находится около 10% от времени жизни на главной последовательности. На стадии гиганта светимость звезды существенно увеличивается, а температура поверхности падает. В итоге звёзды на диаграмме перемещаются в более красную область, образуя последовательность (или ветвь) красных гигантов. Эволюция звёзд после стадии красного гиганта связана с ядерной реакцией, при которой гелий в ядре звезды превращается в углерод, кислород и азот ([[углеродно-азотный цикл]]). При некоторых условиях их светимость превосходит светимость нормальных гигантов; их называют яркими гигантами. После истощения гелия в ядре массивные звёзды заканчивают эволюцию вспышкой сверхновой, переходя в состояние [[нейтронные звезды|нейтронной звезды]] или [[черные дыры|чёрной дыры]]. Звёзды с массой менее 1,3 массы Солнца становятся [[белые карлики|белыми карликами]]; их звёздные величины примерно на 10 звёздных величин слабее, чем у звёзд главной последовательности с той же температурой. Подавляющее большинство звёзд в окрестностях Солнца имеет сходные с Солнцем химический состав и кинематические характеристики. В Галактике они принадлежат к звёздам плоской составляющей.

[[Файл:Shema globe cluster spacetravell.narod.ru.jpg|333px|мини|справа|Рис. 2. Диаграмма Герцшпрунга – Рессела для звёзд шарового звёздного скопления M3, являющегося типичным представителем старого и низкометалличного населения Галактики. Главная последовательность аналогична последовательности субкарликов на рис. 1. Все звёзды этого скопления имеют одинаковый возраст.]]Левее главной последовательности расположена последовательность [[субкарлики|субкарликов]]. В окрестностях Солнца этих звёзд немного, но из них состоит обширное гало нашей Галактики и, по-видимому, её центральное сгущение – балдж. Субкарликами является также основное население шаровых звёздных скоплений. На рис. 2 показана диаграмме Герцшпрунга – Рассела для типичного шарового звёздного скопления M3. Субкарлики характеризуются пониженным содержанием элементов тяжелее гелия; в результате они несколько более горячие и более голубые, что и отражается на их положении на диаграмме Герцшпрунга – Рассела. Часто говорят, что такие звёзды имеют пониженную металличность. Кроме металличности, они отличаются от звёзд галактического диска существенно большей дисперсией пространственных скоростей. Их называют также звёздами сферической составляющей. Субкарлики – очень старые звёзды, их возраст сравним с возрастом Галактики; те из них, которые имели массу, превышающую массу Солнца, уже давно закончили эволюцию и превратились в белые карлики. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга – Рассела для звёзд с низкой металличностью голубых звёзд нет. Когда в ядре звезды с пониженной металличностью истощается водород, она переходит на ветвь красных гигантов, несколько более ярких, чем звёзды с солнечным содержанием химических элементов. На следующей стадии эволюции, когда в ядре гелий превращается в углерод, звёзды с дефицитом металлов располагаются на диаграмме Герцшпрунга – Рассела на особой последовательности, называемой горизонтальной ветвью. Итогом эволюции маломассивных звёзд с дефицитом металлов также являются белые карлики.

Исследование диаграммы Герцшпрунга – Рассела – важный источник сведений об [[эволюция звезд|эволюции звёзд]]; последовательности на ней отражают разные начальные условия при образовании звёзд и разные стадии их развития.

== Примечания ==
{{примечания}}
[[Категория:Ревизия 2021.09.26]]
[[Категория:НАЭ]]
[[Категория:Э]]