Діаграма Герцшпрунга-Рассела (діаграма Г-Р або діаграма колір — світність) — графічно відображена залежність між світністю (чи абсолютною зоряною величиною) та спектральним класом(тобто, температурою поверхні) зорі.
Запропонована 1910 року незалежно Ейнаром Герцшпрунгом (Данія) та Генрі Расселом (США). Діаграма використовується для класифікації зір та відповідає сучасній уяві про зоряну еволюцію.
Зорі на цій діаграмі розташовуються не випадково, а утворюють добре помітні ділянки, які називають послідовностями. Найцікавішим є те, що схожі за фізичними властивостями зірки займають відокремлені області: головну послідовність, послідовності надгігантів, яскравих і слабких гігантів, субгігантів, субкарликів, білих карликів та ін.
Близько 90% зір розташовано вздовж вузької смуги — головної послідовності, що перетинає діаграму по діагоналі від високих світностей та температур до низьких. Світність цих зір зумовлено ядерними реакціями перетворення водню на гелій. Згідно з йєркською класифікацією, зорі головної послідовності належать до V-го класу світності.
Чітко виділяються кілька гілок зір, що вже пройшли стадію головної послідовності (гіганти, надгіганти). У них відбувається «горіння» гелію та важчих елементів. Вони розташовані вище головної послідовності, ці зорі належать до I-IV класів світності.
У нижній частині діаграми розташовано білі карлики, що проеволюціонували майже повністю. Вони мають VII клас світності.
Діаграма Герцшпрунга-Рассела від Річарда Повелла з нанесенням 2300 найближчих зір. Перегляд діаграми свідчить, що зорі скупчено у певних зонах діаграми. Особливо насичена діагональ, яка проходить з верхнього лівого кута (гарячі та яскраві зорі) до нижнього правого (холодні і тьмяні). Вона називається головною послідовністю. Внизу розташовано білі карлики, а над головною послідовністю розташовано субгіганти, гіганти і надгіганти. Сонце розташоване на головній послідовності з абсолютною зоряною величиною 4,8m і кольоровим індексом B-V 0,66 (температура 5780K, спектральний клас G2)
Для «побудови» моделі зорі, тобто знаходження розподілу тиску, густини й температури від центра зорі до її поверхні достатньо щоб були відомі її параметри — маса, радіус та світність. Докладніше картину побудови моделі зорі дає теорія внутрішньої будови зорі, зокрема основні її рівняння.
У надрах Сонця відбувається променистий перенос енергії, у зовнішній оболонці — конвективний. Виявилось, що таку будову мають усі зорі головної послідовності; товщина зовнішньої конвективної зони тим більша, чим менша ефективна температура зорі. У зір верхньої частини головної послідовності зовнішньої конвективної зони немає. Такі зорі мають більше конвективне ядро, оточене променистою оболонкою.
Складнішу модель мають червоні гіганти та надгіганти. У центрі гіганта розташоване ізотермічне ядро, у якому температура практично незмінна (його радіус складає приблизно 0,001R☉, маса 0,25М☉). Ядро оточене тонким шаром, у якому відбуваються енергії за рахунок термоядерних реакцій. Далі — шар товщиною приблизно 0,1R☉, у якому енергія переноситься випромінюванням.
Життя зорі залежить від хімічного складу речовини. Історія вивчення хімічного складу зір починається з середини XIX ст. На зорях не виявлено жодного невідомого хімічного елемента. Єдиний елемент, який спочатку було відкрито спочатку на Сонці і лише потім виявлено на Землі гелій. Найбільше в зорях міститься водню. Приблизно втричі менше в них гелію. Частка важких елементів невелика (на Сонці — близько 2 %), але вони, за висловом американського астрофізика Девіда Грея, мов дрібка солі в тарілці супу, надають особливого смаку роботі дослідника зір. Від їх кількості деякою мірою залежать і розмір, і температура, і світність зорі.
Після водню й гелію в зорях найбільш поширені ті самі елементи, які поширені на Землі: кисень, вуглець, азот, залізо та ін. Хімічний склад у зір різного віку різний. У найстаріших зір частка елементів, важчих від гелію, значно менша, ніж на Сонці. У деяких зорях вміст заліза менше від сонячного в сотні й тисячі разів. А от зір, де цих елементів було б більше, ніж на Сонці, порівняно небагато. Ці зорі (багато з них — подвійні), як правило, є незвичайними й за іншими параметрами: температурою, напруженістю магнітного поля, швидкістю обертання. Деякі зорі виділяються за вмістом якого-небудь одного елемента або групи елементів. Такі, наприклад, барієві або ртутно-марганцеві зорі. Причини подібних аномалій поки малозрозумілі.
Хімічний склад — один із фундаментальних параметрів зорі, від якого залежать її будова і спектр випромінювання. Вивчення хімічного складу зір дозволяє розв'язати загальнонаукові проблеми, такі як походження хімічних елементів, еволюція зір, походження і розвиток Всесвіту.
Зоря у Всесвіті є велетенським ядерним осередком. Внаслідок реакцій термоядерного синтезу в надрах зорі водень перетворюється на гелій. Так зоря набуває енергію.
Для зір головної послідовності основним джерелом енергії є ядерні реакції з участю водню: протон-протонний цикл, характерний для зір з масою близько сонячної і CNO-цикл (вуглецевий), що йде тільки в масивних зорях і тільки при наявності в їх складі вуглецю. На пізніших стадіях еволюції зорі можуть відбуватися ядерні реакції і з важчими елементами аж до заліза.
Зоря перебуває на головній послідовності дуже довго. Горіння водню — найтриваліша стадія еволюції зорі, оскільки в молодій зорі водню до 70 % від всієї маси. При перетворенні водню на гелій виділяється велика кількість енергії. Вага верхніх шарів зорі врівноважується на стадії головної послідовності тиском зоряного газу.
Зорі, маса яких перевищує масу Сонця в кілька разів, реалізують інші термоядерні реакції, в яких головними учасниками є ядра гелію. Виділення енергії при горінні гелію приблизно на порядок менше, ніж при горінні водню, тому час перебування і число зір на цій стадії значно менше, ніж на головній послідовності. Але завдяки високій світності (це зорі, що перебувають на стадії червоного гіганта або надгіганта), вони добре вивчені.
Найважливіша реакція у цих зір — потрійна альфа-реакція.
При вищих температурах, як показують теоретичні розрахунки, відбуваються реакції горіння C12, O16, Ne20, Mg24, Si28. Енерговиділення в них можна порівняти з енерговиділенням 3α-реакції, проте потужне нейтринне випромінювання через високу температуру 2∙109 K робить час життя зорі на цих стадіях набагато меншим, ніж на стадії горіння гелію. Ймовірність виявлення таких зір вкрай мала, і в даний час немає жодного впевненого ототожнення зорі в спокійному стані, що виділяє енергію за рахунок спалювання С12 або важчих елементів.
Зорі головної послідовності є найпоширенішими у Всесвіті. Сонце, типова зоря головної послідовності, за останні 5 мільярдів років вже витратило половину водневого палива і зможе підтримувати своє існування протягом ще 6-7 мільярдів років, перш ніж запаси водню в його ядрі вичерпаються. Тоді Сонце перетвориться на червоного гіганта.
Змінні зорі — зорі, у яких спостерігається зміна блиску. Взагалі блиск будь-якої зорі тією чи іншою мірою змінюється з часом. Але змінними називають зорі, у яких зміна блиску була надійно зафіксована (на досягнутому рівні техніки спостереження). Для належності зірки до змінних досить, щоб її блиск зазнав змін хоча б одного разу.
Не слід плутати змінність зір з їх мерехтінням, яке відбувається через коливання земної атмосфери. Під час спостережень із космосу зорі не мерехтять.
Кількість відомих на сьогодні змінних зір дуже велика (понад 40 000). Більше 15 000 зір підозрюють у змінності, але вони ще не вивчені. Близько 3000 змінних зір відкрито у найближчих галактиках — Магелланових Хмарах та близько 700 — у Туманності Андромеди.
Магелланові Хмари — галактики-супутники Чумацького Шляху.
Галактика Андромеди
Відповідно до класифікації, запропонованої 1969 року, змінні зорі поділяються на три великі класи:
Кожен клас у свою чергу поділявся на типи, в окремих випадках виділено підтипи.
Розташування деяких типів змінних зір на діаграмі Герцшпрунга-Рассела
В одних, типу Алголя (β Персея), блиск поза затемненням практично постійний, в інших же (типу β Ліри, типу W Великої Ведмедиці) періоди стабільності блиску відсутні, що дає підставу вважати компоненти цих систем еліпсоїдальними, витягнутими взаємним тяжінням. Зміна блиску поза затемненням у таких систем пояснюються неперервною зміною оберненої до спостерігача площі поверхні зір. Періоди зміни блиску затемнюваних зір (що збігаються з орбітальним періодом) дуже різноманітні: від десятків хвилин до десятків років.
Такі системи надають унікальну можливість визначення низки важливих характеристик зір, особливо в тому випадку, якщо відомі відстані до системи та крива зміни променевих швидкостей зірок, що входять до системи. За часом затемнення можна обчислити діаметр зорі у частках великих півосей їхніх орбіт, а потім — і в кілометрах. За світністю L й розмірами зір можна знайти ефективну температуру їх поверхні. Спостерігаючи зміни спектру протягом затемнення, можна вивчити будову атмосфери зорі, яка затемнює (крізь яку просвітлюється другий компонент системи), на різних глибинах.
У більшості випадків можна із впевненістю сказати, що зміни блиску зумовлено пульсацією зір.
Поділяються на такі типи:
Зміни блиску еруптивних зір пов'язують з процесами виверження речовини, що відбуваються на зорях чи навколо них, або ж із вибухами самих зір. Класифікація GCVS-3 виділяє два підкласи:
Спалах наднової - дуже рідкісне явище, яке відбувається в кінці життєвого циклу деяких зірок. Коли настає момент, зірка скидає на багато мільйонів кілометрів свою оболонку. Цей феномен супроводжується дуже яскравим спалахом світла. Завдяки таким спалахів, хоч вони і відбуваються нечасто, астрономи можуть вимірювати відстані у Всесвіті і вивчати події, що відбуваються в дуже віддалених галактиках.
Наочний посібник, як вибухи наднових збагачують міжзоряний газ важкими елементами. Без таких вибухів нас з вами не було б!
Туманність Гама 12 - все, що залишилося від вибуху наднової - процес, який розкидає осколки зірки на великі відстані. Туманність Гама величезна: відстань від центру до краю становить 12 000 000 мільярдів кілометрів. Тому пролетіти її так швидко, звичайно ж, не вийде, адже навіть якщо летіти зі швидкістю світла (300 000 км /с, а швидше все одно не можна) нам буде потрібно 2500 років.
Нова класифікація виокремлює сім класів, які у свою чергу поділяють на типи (та підтипи):