В 1908 г. датский астроном Э.Герцшпрунг и в 1910 г. американский астроном Г.Рессел независимо друг от друга сопоставил L (абсолютные звездные величины M ) звезд со спектральными классами Sp (температурами T ) этих же звезд, то есть построили диаграмму “спектр- “ - самую знаменитую и самую важную диаграмму астрономии (рис. 3). По оси абсцисс диаграммы Герцшпрунга-Рессела (диаграммы Г-Р) откладываются Sp от O до M (внизу диаграммы), причем класс O располагается ближе к началу координат, либо температура T (вверху диаграммы); по оси ординат откладывается визуальная абсолютная звездная величина M V (слева) или L, выраженная в светимостях Солнца (справа) причем ближе к началу координат в порядке убывания располагаются положительные значения абсолютных звездных величин. Все известные стационарные (нормальные) звезды по совокупности двух характеристик занимают на диаграмме строго определенное место, в соответствии с которым м присваивается тот или иной .
Рисунок 3.
Класс светимости – астрофизический параметр, характеризующий звезду по тому месту на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, которое занимает по совокупности двух характеристик: спектра (или температуры) (или абсолютной звездной величины); определяется принадлежностью к той или иной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела и обозначается римской цифрой. Классификация, разработанная в Йеркской обсерваторией У.Морганом, Ф.Кинаном и Э.Келлманом, называется классификацией (системой) Моргана-Кинана-Келлмана., или классификацией МКК (МК).
Большинство стационарных звезд (более 80%) “ложатся” на диагональ диаграммы. Верхний конец диаграммы находится в области высоких температур и (M = -5 m ÷ -6 m , O), нижний конец - в области низких температур и (M = +15 m , M). Эта диагональ называется главной последовательностью, звезды, лежащие на ней, - ми главной последовательности или ми пятого класса светимости. Звезды V класса светимости, расположенные в верхней части главной последовательности, называются голубыми или горячими гигантами. голубых гигантов L ≈ 10 4 ÷ 10 6 , O или B, B - V = -0 m 45÷ -0 m 20, температура T ≈ 2 ¸ 5 × 10 4 K, масса M ≈ 30M ⊙ . Белые гиганты – так часто называют звезды главной последовательности, расположенные вблизи A; таких звезд L ≈ 10 2 , B - V ≈ 0 m , температура T ≈ 10000K, масса M ≈ 5 ¸ 10M ⊙ . Солнце, визуальная абсолютная звездная величина которого M V ⊙ = +4 m ,82 а G2, является звездой главной последовательности (V ). Звезды, расположенные в этой области главной последовательности, называются желтыми карликами: таких звезд L ≈ 1, B - V ≈ +0 m ,6, температура T ≈ 6000K, масса M ≈ M ⊙ . Наконец, звезды, расположенные в нижней части главной последовательности (ниже Солнца), называются красными или холодными карликами; их К или M, максимум излучения приходится на красную область спектра, то есть B - V ≈ +1 m 0÷ +2 m 5, M V ≈ +15 m ÷ +8 m , L ≈ 10 -3 ÷ 10 -1 , масса M ≈ 0,1 × M ⊙ .
В верхней части диаграммы почти параллельно оси абсцисс располагаются сверхгиганты или звезды I класса светимости – это звезды B0÷ M5, абсолютной звездной величины M V ≈ -5 m ÷ -8 m , светимости L ≈ 10 3 ÷ 10 6 и массы M ≈ 10÷ 40M ⊙ . I подразделяется на две параллельные ветви: Ia – яркие сверхгиганты, Ib – слабые сверхгиганты. В верхнем правом углу (M V = -5 m ÷ -6 m , K, M) расположены красные звезды I класса светимости, обладающие низкой поверхностной яркостью, высочайшей ю и, следовательно, очень большими радиусами, - красные сверхгиганты.
Ниже них на диаграмме Г-Р находятся звезды II класса светимости или яркие гиганты - звезды B0÷ V ≈ -5 m , светимости L ~ 10 4 , и массы M ≈ 10÷ 15M ⊙ . Еще ниже в области абсолютных звездных величин M V ≈ 0 m ÷ -3 m располагаются красные и желтые гиганты или звезды III класса светимости – это звезды G0÷ M5, абсолютной звездной величины M V ≈ 0 m ÷ -3 m , светимости L ≈ 10 2÷ 10 3 , массы M ≈ 3 ¸ 7M ⊙ .
Между последовательностью гигантов и главной последовательностью проходит последовательность субгигантов или звезд IV класса светимости, то есть звезд F0÷ M0, абсолютной звездной величины M V ≈ +3 m ÷ 0 m , светимости L ≈ 1÷ 10 2 и массы M ≈ 1÷ 3M ⊙ . Гиганты и субгиганты образуют на диаграмме Г-Р ветвь гигантов. L ≈ 10 -2÷ 1, масса M ≈ 0,1÷ 1M ⊙ . Субкарлики относятся к м VI класса светимости.
В нижнем левом углу диаграммы в области низких и высоких температур (M V = +15 m÷ +10 m , спектральный класс O ... F) мы обнаружим белые карлики или звезды VII класса светимости. Эти удивительные звезды имеют радиус R ~ 10 -2 R ⊙ , массу M < 1,4M ⊙ , а их средняя плотность r ~ 10 6 ¸ 10 9 г/см 3 . является такой же важной характеристикой звезды, как масса, радиус или температура. Ценность диаграммы Г-Р заключается в том, что она является эволюционной диаграммой, то есть отнесение звезды к конкретному классу светимости свидетельствует о той , на которой эта находится в момент наблюдений.
Если удалось получить хороший спектр звезды и по особенностям в спектре определить, к какому классу светимости относится , то по диаграмме Герцшпрунга-Рессела для этой звезды можно оценить значение абсолютной звездной величины M . Далее легко получить расстояние до звезды, используя соотношение (18) для модуля расстояний. Метод оценки расстояний с помощью спектра звезды и диаграммы Герцшпрунга-Рессела называется методом спектральных параллаксов.
ГЕРЦШПРУНГА-РЕССЕЛА ДИАГРАММА (диаграмма Герцшпрунга-Рассела), диаграмма, представляющая зависимость между спектральными классами звёзд или показателями цвета звёзд и их абсолютными звёздными величинами. Название Герцшпрунга-Рассела диаграммы связано с именами Э. Герцшпрунга, который в 1905 году 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. Рессела, который построил (1913) диаграмму «спектральный класс - абсолютная звёздная величина» для звёзд в окрестностях Солнца. На Герцшпрунга-Рассела диаграмме звёзды занимают не произвольные места, а группируются в определённых участках, образуя последовательности. При теоретических расчётах в качестве параметров Герцшпрунга-Рассела диаграммы используются эффективная температура звезды и логарифм светимости. На рисунке 1 показана Герцшпрунга-Рассела диаграмма для звёзд с надёжно определёнными расстояниями от Солнца. Большинство этих звёзд находится на 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 Герцшпрунга-Рассела диаграмме в красную область и увеличивая светимость. Наиболее массивные звёзды становятся 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 миллиардов 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 нейтронной звезды или чёрной дыры. Звёзды с массой менее 1,3 массы Солнца становятся 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.
Левее главной последовательности расположена последовательность 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 рисунке 2 показана Герцшпрунга-Рассела диаграмма для типичного шарового звёздного скопления М3. Субкарлики характеризуются пониженным содержанием элементов тяжелее гелия; в результате они несколько более горячие и более голубые, что и отражается на их положении на Герцшпрунга-Рассела диаграмма 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 сферических 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 Герцшпрунга-Рассела диаграмме 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 Герцшпрунга-Рассела диаграмма на особой последовательности, называемой горизонтальной ветвью. Итогом эволюции маломассивных звёзд с дефицитом металлов также являются белые карлики.
Исследование Герцшпрунга-Рассела диаграммы - важный источник сведений об эволюции звёзд; последовательности на ней отражают разные начальные условия при образовании звёзд и разные стадии их развития.
Лит. смотри при ст. Звёзды.
Существует связь между характеристиками звезд. Она была обнаружена еще свыше 80 лет назад – в 1914 году.
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
Будем изображать звезды точками на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, где по оси абсцисс отложены спектральные классы (или соответствующие им показатели цвета), а по оси ординат – абсолютные величины, являющиеся мерой светимости соответствующих звезд (рис.1). Из рис.1 видно, что звезды лежат на этой диаграмме не беспорядочно, а образуют явно выраженные последовательности. Большинство звезд находится в пределах сравнительно узкой полосы, идущей от левого верхнего угла диаграммы к правому нижнему. Это так называемая «главная последовательность» звезд. В верхнем правом углу группируются звезды в виде довольно беспорядочной кучи. Их спектральные классы – G, К и М, а абсолютные величины находятся в пределах (+2)-(-6). Они называются «красными гигантами», хотя среди них есть и желтые звезды. Наконец, в нижней левой части диаграммы мы видим небольшое количество звезд. Их абсолютные величины слабее +10, а спектральные классы лежат в пределах от В до F. Следовательно, это очень горячие звезды с низкой светимостью. Но низкая светимость при высокой поверхностной температуре может быть, очевидно, только тогда, когда радиусы звезд достаточно малы. Таким образом, в этой части диаграммы «спектр – светимость» находятся очень маленькие горячие звезды. Такие звезды называются «белыми карликами».
Количество точек на диаграмме «спектр – светимость», приведенной на рис.1, не дает правильного представления об относительном количестве звезд различных классов в Галактике. Так, например, звезд-гигантов с высокой светимостью на этой диаграмме непропорционально много по сравнению с «карликами» низкой светимости. Это объясняется условиями наблюдений: благодаря высокой светимости гиганты видны с очень больших расстояний, между тем как значительно более многочисленные карлики на таких расстояниях очень трудно наблюдать (если говорить о спектральных наблюдениях).
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела для близких звезд
Некоторое представление об относительном количестве звезд разных последовательностей можно получить, если откладывать на диаграмме «спектр – светимость» все без исключения звезды, находящиеся от Солнца на расстоянии, не превышающем 5 пс (16,3 светового года). Такая диаграмма приведена на рис.2. Обращает на себя внимание отсутствие хотя бы одного гиганта. Зато нижняя правая часть главной последовательности очень отчетливо выражена. Мы видим, что в этом сферическом объеме радиусом 5 пс (довольно типичном для Галактики) подавляющее большинство звезд слабее и холоднее Солнца. Это так называемые «красные карлики», лежащие на нижней правой части главной последовательности. На этой же диаграмме нанесено наше Солнце. Только три звезды (из примерно 50, находящиеся в этом объеме) излучают сильнее Солнца. Это Сириус – самая яркая из звезд, видимых на небе, Альтаир и Процион. Зато на рис.2 мы видим пять белых карликов. Из того простого факта, что в малом объеме радиусом 5 пс наблюдается столь заметное число белых карликов, следует, что число их во всей Галактике очень велико. Подсчеты показывают, что число белых карликов в нашей звездной системе по крайней мере равно нескольким миллиардам, а может быть, даже больше 10 млрд. (напомним, что полное количество звезд всех типов во всей Галактике около 50 млрд.). Число белых карликов в десятки тысяч раз больше, чем гигантов высокой светимости, столь обильно представленных на диаграмме, изображенной на рис.1. Этот пример убедительно показывает, какую заметную роль в астрономии (так же как и в других науках о природе) играет наблюдательная селекция.
На диаграмме «спектр – светимость» (или «цвет – светимость»), кроме отмеченных главной последовательности и группировок красных гигантов и белых карликов, существуют и некоторые другие последовательности. Уже на рис.1 намечается последовательность звезд, расположенная несколько ниже главной. Это так называемые «субкарлики». Хотя в окрестностях Солнца эти звезды сравнительно малочисленны, в центральных областях Галактики, а также в шаровых скоплениях количество их огромно. Субкарлики довольно слабо концентрируются к галактической плоскости, но зато очень сильно – к центру нашей звездной системы. По-видимому, они – самый многочисленный тип звезд в Галактике. Субкарлики отличаются от звезд главной последовательности сравнительно низким содержанием тяжелых элементов. Разница в химическом составе является причиной различия в светимостях при одинаковой температуре поверхностных слоев.
То, что диаграмма «спектр – светимость» теснейшим образом связана с проблемой эволюции звезд, интуитивно чувствовалось астрономами сразу же после открытия этой диаграммы. Сначала считалось, что звезды в основном эволюционируют вдоль главной последовательности. По этим наивным представлениям первоначально образовавшаяся звезда представляет собой красный гигант, ксторый, сжимаясь, увеличивает температуру, пока не превратится в «голубой гигант», находящийся в верхнем левом углу диаграммы «спектр – светимость». Эволюционируя вдоль главной последовательности, она становится «холоднее» и излучает меньше. Отголоском этих представлений является существующая и поныне у астрономов терминология: спектральные классы О, В, А и частично F называются «ранними», a G, К, М – «поздними». Если идти вдоль главной последовательности от спектральных классов О-В до К-M, то массы звезд непрерывно уменьшаются. Например, у звезд класса О массы достигают нескольких десятков солнечной, у звезд В – около 10.
Солнце имеет спектральный класс G2 (см. рис.2). У звезд более поздних классов, чем Солнце, массы меньше солнечной. У карликов спектрального класса М массы примерно в 10 раз меньше, чем у Солнца. Так как вдоль главной последовательности и масса и светимость непрерывно меняются, между ними существует эмпирическое соотношение. На рис.3 приведена зависимость между массой и светимостью для звезд главной последовательности.
Диаграмма «масса-светимость» для звезд главной последовательности
Если считать, что звезды каким-то образом эволюционируют вдоль главной последовательности, то необходимо сделать вывод, что они непрерывно теряют значительную часть своей первоначальной массы. Такие представления сталкиваются с непреодолимыми трудностями. Хотя делались попытки построить теорию эволюции звезд вдоль главной последовательности на основе представлений о непрерывной потере ими массы, они оказались совершенно неудачными. Правильная теория звездной эволюции, основанная на современных представлениях об источниках звездной энергии и на богатом наблюдательном материале, была развита в пятидесятых годах.
Оригинал взят у taurus_ek в Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (лабораторная работа)
Сто лет назад два астронома, Герцшпрунг и Рассел, независимо друг от друга предложили способ визуализации физических параметров звезд. Они отмечали положение каждой звезды на координатной плоскости по двум координатам: по спектральному классу на горизонтальной оси и по светимости на вертикальной. То есть так, что горячие голубые звезды расположены на диаграмме слева, холодные красные - справа; яркие - наверху, тусклые - внизу.
На такой диаграмме легко увидеть глазами связь двух характеристик - яркости и температуры звезд - и понять статистику звездного населения по этим параметрам.
Если бы все звезды были похожи на Солнце, то они попали бы в одну компактную область в центре диаграммы. Если бы звезды имели, скажем, одну температуру и, соответственно, один цвет, но разную яркость, то диаграмма представляла бы собой вертикальную полосу. Если бы звезды были все разные, и корреляции между светимостью и температурой не было бы, то диаграмма Герцшпрунга-Рассела оказалась равномерно засеяна точками, как старая фотография в деревенском доме засижена мухами. И так далее.
Оказалось, однако, что структура такой диаграммы довольно сложная.
Звезды формируют на диаграмме выраженные заполненные области, а в других частях диаграммы их совсем нет. Изучение структуры позволило выявить "ветви", которые формируются звездами разных классов светимости. Полоса, начинающаяся в левом верхнем углу среди ярких горячих звезд и спускающаяся вниз к слабым оранжевым и затем красным - так называемая "главная последовательность
", включающая основную массу, 90% всех звезд; справа от нее - большая группа гигантов
, над ней - сверхгиганты
. Сейчас астрономы выделяют восемь классов светимости от 0 - гипергигантов до VII - белых карликов, да еще добавляют подклассы.
Позже выяснилось, что на диаграмме Герцшпрунга-Рассела можно обнаружить множество закономерностей и особенностей: астрометрических, астрофизических, эволюционных, - провести кривые масс, эволюционные треки и т.п. В общем, это оказался очень мощный инструмент в астрономии.
Я давно хотел убедиться собственными руками , что диаграмма Герцшпрунга-Рассела действительно строится и действительно выглядит так, как рисуют в учебниках. С онлайнизацией Каталога ярких звезд сделать это оказалось достаточно просто, чем я с удовольствием занялся на досуге, и лично убедился: да, диаграмма Герцшпрунга-Рассела - не фейк! :) В конце поста именно она.
Почему я назвал её "лабораторной работой"?
Я строил диаграмму на Каталоге ярких звезд, а значит, тусклых звезд на диаграмме нет. А ведь слабых звезд гораздо больше, чем ярких! Реальная диаграмма Г-Р продолжается вниз, в сторону слабых звезд еще на такой же диапазон яркости, главная последовательность в области слабых красных звезд становится все гуще. На моей диаграмме нет целых классов звезд, например, белых карликов.
Так что приведенная картинка - даже не иллюстрация к астрономическому термину "диаграмма Герцшпрунга-Рассела" и тем более не инструмент для анализа, а типичная лабораторная работа .
Звезды бывают множества типов. Есть звезды, диаметр которых в 30 раз превышает диаметр Солнца, и есть звезды размером всего лишь с большой земной город. Есть звезды настолько горячие, что основной цвет в спектре их излучения - фиолетовый, и есть звезды настолько «холодные», что даже темно-красный свет в их спектре выражен крайне тускло. В XIX веке в астрономии произошел перелом - ученые стали сходить с накатанного пути классической астрономии («Где это, и как и куд а оно движется?») и переходить на рельсы астрофизики («Что это, и как оно устроено?»). Одной из первоочередных задач на этом пути стала задача хотя бы внешнего упорядочивания классификации наблюдаемых во Вселенной звезд. Это и привело к независимому созданию двумя астрофизиками диаграммы, которую сегодня принято в их честь называть диаграммой Герцшпрунга-Рассела (или, сокращенно, «диаграммы ГР»).
Диаграмма ГР - как это нередко бывает в науке - была практически одновременно разработана двумя учеными, совершенно самостоятельно работавшими на двух разных континентах. Генри Норрис Рассел - один из крупнейших американских астрономов начала XX века - долгие годы интересовался проблемой описания жизненного цикла звезд и, судя по всему, пришел к основной идее диаграммы еще в 1909 году, однако работа с ее представлением была опубликована лишь в 1913 году. Датчанин Эйнар Герцшпрунг пришел к тем же выводам, что и Рассел, несколькими годами раньше своего американского коллеги, однако опубликованы они были (в 1905-м и 1907 годах) в узкоспециализированном «Журнале научной фотографии» (Zeitschrift für Wissenschaeftliche Photographie), издающемся к тому же на немецком языке, и публикация эта поначалу попросту осталась незамеченной астрономами. Поэтому вплоть до середины 1930-х годов эту диаграмму принято было называть просто «диаграммой Рассела», пока не был обнаружен случившийся казус, после чего датчанину было воздано должное, и теперь диаграмма носит имена обоих ученых.
Диаграмма ГР представляет собой график, на котором по вертикальной оси отсчитывается светимость (интенсивность светового излучения) звезд, а по горизонтальной - наблюдаемая температура их поверхностей. Оба этих количественных показателя поддаются экспериментальному измерению при условии, что известно расстояние от Земли до соответствующей звезды. Чисто исторически сложилось так, что по горизонтальной оси х температуру поверхности звезд откладывают в обратном порядке: то есть, чем жарче звезда, тем левее она находится; это чистая условность, и я не вижу смысла в том, чтобы ее обсуждать и оспаривать. Смысл же всей диаграммы ГР заключается в том, чтобы нанести на нее как можно больше экспериментально наблюдаемых звезд (каждая из которых представлена соответствующей точкой) и по их расположению определить некие закономерности их распределения по соотношению спектра и светимости.
Выясняется, что это распределение носит отнюдь не случайный характер: по соотношению спектра со светимостью звезды делятся на три достаточно строгие категории или, как принято их называть в астрофизике, «последовательности». Из верхнего левого угла в правый нижний тянется так называемая главная последовательность. К ней относится, в частности, и наше Солнце. В верхней части главной последовательности расположены самые яркие и горячие звезды, а справа внизу - самые тусклые и, как следствие, долгоживущие.
Отдельно - правее и выше - расположена группа звезд с очень высокой светимостью, не пропорциональной их температуре, которая относительно низка - это так называемые красные звезды-гиганты и сверхгиганты. Эти огромные звезды, условно говоря, светят, но не греют. Ниже и левее главной последовательности расположены карлики - группа относительно мелких и холодных звезд. Еще раз отметим, что подавляющее большинство звезд относится к главной последовательности, и энергия в них образуется путем термоядерного синтеза гелия из водорода.
На самом деле, три этих последовательности на диаграмме ГР строго соответствуют трем этапам жизненного цикла звезд. Красные гиганты и сверхгиганты в правом верхнем углу - это доживающие свой век звезды с до предела раздувшейся внешней оболочкой (через 6,5 млрд. лет такая участь постигнет и наше Солнце - его внешняя оболочка выйдет за пределы орбиты Венеры). Они излучают в пространство примерно то же количество энергии, что и звезды основного ряда, но, поскольку площадь поверхности, через которую излучается эта энергия, превосходит площадь поверхности молодой звезды на несколько порядков, сама поверхность гиганта остается относительно холодной.
Наконец, обратимся к левому нижнему углу диаграммы ГР: здесь мы видим так называемых белых карликов (см. Предел Чандрасекара). Это очень горячие звезды - но очень мелкие, размером, обычно, не больше нашей Земли. Поэтому, излучая в космос относительно немного энергии, они, по причине весьма незначительной (на фоне других звезд) площади их поверхностной оболочки, светятся в достаточно ярком спектре, поскольку она оказывается достаточно высокотемпературной.
Вообще, по диаграмме Герцшпрунца-Рассела можно проследить весь жизненный путь звезды. Сначала звезда главной последовательности (подобная Солнцу) конденсируется из газо-пылевого облака и уплотняется до создания давлений и температур, необходимых для разжигания первичной реакции термоядерного синтеза, и, соответственно появляется где-то в основной последовательности диаграммы ГР. Пока звезда горит (запасы водорода не исчерпаны), она так и остается (как сейчас Солнце) на своем месте в основной последовательности, практически не смещаясь. После того, как запасы водорода исчерпаны, звезда сначала перегревается и раздувается до размеров красного гиганта или сверхгиганта, отправляясь в правый верхний угол диаграммы, а затем остывает и сжимается до размеров белого карлика, оказываясь слева внизу.
По материалам сайта: elementy.ru
