導入
天文学において、ヘルツシュプルング・ラッセル図は、実効温度の関数として一連の星の明るさを示すグラフです。このタイプの図により、星の個体群を研究し、星の進化の理論を確立することが可能になりました。
一般的な
歴史
1910 年頃にEjnar Hertzsprung と Henry Norris Russell によって発明されました。
Hertzsprung (Ejnar): デンマークの天文学者(1873 年コペンハーゲン近郊のフレデリクスバーグ – 1976 年トロセ)。 1905 年に、彼は同じスペクトル タイプの星をいくつかの光度クラスに分類するというアイデアを思いつきました。星はそれほど熱くないので、さらに区別されます。彼がたどり着いた図は、HN Russell によって完成されました。
ラッセル (ヘンリー・ノリス): アメリカの天文学者 (1877 年ニューヨーク – 1957 年プリンストン) 私たちは彼に星の物理学に関する数多くの著作を与えており、そのおかげで彼はその明るさとスペクトルの種類に応じた星の分類を確立することができました。
意味
ヘルツシュプルング・ラッセル図は、固有光度対温度（理論家が使用）または絶対光度対色指数（測光データから直接得られる）をプロットします。この 2 番目のケースでは、色等級図についても説明します。
協定
ハーツプルング-ラッセル図は常に次のように表されます。
- 明るさは縦軸にあり、最も明るいものが上になります。
- 実効温度、またはカラーインデックスは横軸にあり、最も暖かいものは左側にあります。
このような慣例は、最初の図が色等級図であり、恒星集団の観察からの生の測光データ、つまりあるフィルターの等級を別のフィルターとの等級の差の関数として示したという事実に由来しています。
星の分類
星のスペクトル分類はヘルツシュプルング・ラッセル図にはっきりと現れています。ほぼ垂直の線はさまざまなスペクトルの種類を分けており、斜めまたはほぼ水平の線は光度クラスと呼ばれます。反対側の図は分類を示しています。
星の分布 – 年齢と化学組成が不均一な集団
以下のような星の集団の図を調べると、対角線に沿って星が膨大に集中していることと、対角線よりも数等級上に星がかなり集中していることがわかります。図の他の領域には星がまったくないか、人口が非常にまばらです。下の図は、距離が正確にわかっている近くの星のヘッツシュプルング・ラッセル図を示しています。
メインシーケンス
主系列は、恒星の大部分が存在するヘルツシュプルング・ラッセル図の領域であり、左上隅（暖かくて明るい）から右下隅（寒くて暗い）に向かう対角線に対応します。そこに星の濃度が非常に高いとすれば、それは彼らが一生の約90%をそこで過ごし、ほとんど進化せず、心の中の水素を燃やしているためです。
主系列の周囲に星が分散する理由はいくつかあります。化学組成によって、図上の星の位置がわずかに変化します。金属が豊富に含まれるほど、温度は低くなり、半径が一定に保たれるため、明るさが低くなります。したがって、集団 II の星は、集団 I の星よりもはるかに貧弱で、亜矮星クラスを形成します。さらに、星は主系列の段階中にゆっくりと明るさを増し、温度を変化させます。回転、近くの仲間の存在、磁場のような他の要因も、ある程度分散した配置を説明できる可能性があります。もう1つの要因は、観測の不確実性です。これらの不確実性は主に問題の星の距離に影響を与えますが、連星として識別されていないか、または不十分に識別されている連星にも関係します。質量だけが要因ではないため、理想的な主配列になります。
巨人たち
主系列より約 5 等級から 10 等級上に、星が大量に集中していることがわかります。これらは、寿命の終わり、つまり赤色巨星段階にある星であり、不活性ヘリウムの核の周りに「燃える」水素の薄い層があります。 、または、特に実際には水平枝の星であり、その中心でヘリウムが融合して炭素と酸素を与えます。ただし、ヘリウムは主シーケンス中に水素よりもはるかに速く燃焼し、この段階では星は非常に不安定です。赤色巨星は、この星の密度をはるかに超えて明るさが上昇します。
黄色い巨人の「穴」
太陽の50倍を超える明るさのG型とF型の星の温度帯では、星はほとんど存在しません。このような「穴」は、そのような星の不安定性によって説明できます。中程度の質量または非常に重い質量の星は、主系列の後、非常に急速に赤色巨星になります（主系列に費やされる時間の 1% 未満）。彼らの心臓の中で燃えているヘリウムは、この地域では不安定です。
白色矮星
白色矮星は、赤色巨星段階で外皮を放出した星の元核であり、非常に小さな星（地球ほどの大きさ）で、表面は非常に高温です。したがって、ヘルツシュプルング-ラッセル図の左下という非常に特殊な位置になります。太陽質量8倍未満の質量を持つ星の最終段階です。これらの星はゆっくりと冷えて黒色矮星になりますが、この冷えには数百億年かかるため、これまで黒色矮星は観察されていません。他の星とは異なり、白色矮星の放射は質量とともに減少するため、最も明るい白色矮星は最も質量が小さくなります。