§ 10. ВЗАИМНЫЕ СВЯЗИ МЕЖДУ ВНЕШНИМИ ХАРАКТЕРИСТИКАМИ ЗВЕЗД
ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА — РЕССЕЛА
Диаграмма рис. 64, связывающая абсолютные звездные величины звезд (светимости) с их спектральными классами, впервые была построена в начале XX в. Герцшпрунгом и независимо от него Ресселом для нескольких десятков звезд, абсолютные звездные величины которых были определены по тригонометрическим параллаксам. С той поры число известных параллаксов звезд — тригонометрических, спектроскопических, групповых и пр. — неизмеримо возросло, и диаграмма Герцшпрунга — Рессела (мы будем называть ее сокращенно «диаграмма Г — Р») строится сейчас с большой полнотой и точностью. В § 9 мы видели, что многообразие звезд не исчерпывается десятью температурными классами и пятью классами светимости, отраженными на рис. 64. В спектральном отношении среди звезд встречается много тонких различий, а в отношении светимости, как мы видели, оказалось необходимым ввести классы sd (или VI) — субкарликов и D — белых карликов. Эти классы хорошо видны на рис. 71 (слева), в котором для построения диаграммы Г—Р использованы многие сотни звезд с хорошо изученными характеристиками. Рассеяние точек на главной последовательности очень невелико — около 
. Лишь часть его объясняется ошибками определения абсолютных величин М и спектров. Здесь всего отчетливее видна главная последовательность звезд, тянущаяся от левого верхнего угла (горячих сверхгигантов) к правому нижнему (холодных красных карликов очень малой светимости). Очень многочисленна на диаграмме группа гигантов с 
и спектрами G — М.
Между главной последовательностью и гигантами видны менее многочисленные субгиганты, а выше гигантов — сверхгиганты в области абсолютных звездных величин от 
до 
и еще ярче — до —8. Параллельно главной последовательности, ниже ее примерно на 
, располагаются субкарлики. К ним примыкают слева и сверху не охваченные диаграммой слабые голубые звезды, описанные в § 9. белые карлики на диаграмме рис. 71 немногочисленны, так как для многих из них нет достаточно данных ни об абсолютных величинах, ни о спектрах.
Рис. 71. Диаграмма Г—Р (слева) и средняя дисперсия пространственных скоростей (в км/с) отдельных групп звезд (справа) (по П. П. Паренаго, 1953 г.)
Ввиду существования точной зависимости показателей цвета от спектра звезды (КПА 446—449) диаграмма Г — Р может быть также построена как связь (М, С), в частности (
, В — V). Диаграмма спектр — светимость преобразуется, таким образом, в диаграмму цвет — светимость. Такой способ может охватить большее число звезд, так как цвет звезды определить легче, чем спектральный класс, если звезда слаба, и для отдаленных групп звезд (например, звездных скоплений) это — единственно возможный способ судить о распределении энергии в спектре. Нужно только помнить, что цвет звезд может быть искажен (и даже сильно) межзвездным поглощением света (см. главу VI). Кроме того, натакой диаграмме будут сравнительно с диаграммой (М, Sp) несколько смещены группы гигантов и карликов из-за двузначности зависимости 
(КПА 447—448).
Наконец, в диаграмме Г — Р можно вместо визуальных значений М использовать болометрические — этот способ особенно удобен при теоретическом рассмотрении строения звезд и их эволюции.
Так как болометрическая поправка (КПА 453), необходимая для такого перехода, становится очень значительной при высоких и низких темпера турах, горячие гиганты и сверхгиганты на диаграмме Г — Р смещаются вверх так же, как и холодные. По этой же причине спуск главной последовательности в правом нижнем углу происходит не столь круто.
Если вместо шкалы спектральных классов нанести шкалу температуры, которая почти однозначно связана со спектральными классами и в то же время однозначно связана с цветом звезд (КПА 446), то с применением формулы (КПА 457)
можно на диаграмме Г — Р нанести линии (прямые) равных радиусов. Если же диаграмма Г — Р дана в болометрических звездных величинах, то прямые равных R проводятся в соответствии с формулами [КПА (24.25)]
(10.2)
