Звезды, если их нанести на диаграмму в соответствии с физическими характеристиками, разделяются на четко выраженные группы, соответствующие разным стадиям их эволюции.

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 куда 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 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 (см. Эволюция звезд).

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 (см. Гипотеза образования звезд из туманностей) 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.

ГенриНоррисРАССЕЛ

Henry Norris Russell, 1877–1957

Американский астрофизик. Родился в Ойстер-Бэй (штат Нью-Йорк) в семье пресвитерианского священника. Учился в Принстонском университете, где сменил своего учителя К. Юнга на должностях профессора астрономии и директора местной обсерватории, которые занимал вплоть до 1947 года. Долгое время Рассел занимался исследованием связи между спектрами звезд и их светимостью с целью разобраться в том, как эволюционируют светила. В 1913 году — независимо от Герцшпрунга — построил диаграмму, связывающую спектральные характеристики и светимость звезд (которая теперь и называется диаграммой Герцшпрунга — Рассела) по результатам изучения снимков, полученных им на фотопластинках в обсерватории Принстонского университета. Увы, ученый вывел из полученной диаграммы ложное заключение о том, что звезды появляются на свет в виде красных гигантов и со временем вырождаются в белых карликов.

Эйнар ГЕРЦШПРУНГ

Ejnar Hertzsprung, 1873–1967

Датский астроном. Родился в местечке Фредериксборг близ Копенгагена. Учился в Копенгагенском политехническом институте, получил специальность инженера-химика. По окончании института (1898) в течение трех лет работал в Петербурге. Вернувшись на родину, начал изучать астрономию, одновременно проводил фотографические наблюдения в обсерватории Копенгагенского университета и небольшой обсерватории «Урания». Его исследования произвели впечатление на директора Потсдамской обсерватории К. Шварцшильда, который пригласил Герцшпрунга сначала в Гёттингенский университет, а затем в Потсдамскую обсерваторию (1909). С 1919 года Герцшпрунг работал в Лейденской обсерватории, в 1935 году стал ее директором. Выйдя в отставку, возвратился в Данию и продолжил исследования в обсерватории в Брорфельде. Образование фотохимика позволило ученому разработать уникальную для тех лет технологию расчета светимости звезд по их фотоизображениям. Сопоставив полученные результаты с данными о спектрах исследуемых звезд, Герцшпрунг и пришел к своей классификации звезд, согласно которой они подразделяются на гигантов, карликов и основной ряд.