Что такое диаграмма герцшпрунга рассела
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга — Рессела, Расселла, или просто диаграмма Г-Р или диаграмма цвет — звездная величина) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звёзды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.
Была предложена в 1910 независимо Эйнером Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США). Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции.
Диаграмма даёт возможность (хотя и не очень точно) найти абсолютную величину по спектральному классу. Особенно для спектральных классов O — F. Для поздних классов это осложняется необходимостью сделать выбор между гигантом и карликом. Однако определённые различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор. [1]
Около 90 % звёзд находятся на главной последовательности. Их светимость обусловлена ядерными реакциями превращения водорода в гелий. Выделяется также несколько ветвей проэволюционировавших звёзд — гигантов, в которых происходит горение гелия и более тяжёлых элементов. В левой нижней части диаграммы находятся полностью проэволюционировавшие белые карлики.
Виды диаграммы
Существует несколько видов диаграммы и их наименование не очень тщательно определено. В начале диаграмма показывала спектральный класс звезды по горизонтальной оси и абсолютную звездную величину по вертикальной. Спектральный тип сложно отображать на диаграмме, так как это не числовая величина и современные версии диаграммы представляют здесь цветовой индекс B-V звезд. Этот тип диаграммы часто называют «Диаграмма Герцшпрунга — Рассела» или «Цвет — звёздная величина» и часто используется наблюдателями. Если звёзды находятся на близких одинаковых расстояниях (например звёзды скоплений) то диаграмма часто используется для описания скопления и вертикальная ось становится просто звёздной величиной.
См. также
Примечания
Полезное
Смотреть что такое «Диаграмма Герцшпрунга — Рассела» в других словарях:
Диаграмма Герцшпрунга — Диаграмма Герцшпрунга Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга Рессела, Расселла, или просто диаграмма Г Р или диаграмма цвет звёздная величина) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной,… … Википедия
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела — Диаграмма Герцшпрунга Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга Рессела, Расселла, или просто диаграмма Г Р или диаграмма цвет звездная величина) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью,… … Википедия
Диаграмма Герцшпрунга—Рассела — Диаграмма Герцшпрунга Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга Рессела, Расселла, или просто диаграмма Г Р или диаграмма цвет звездная величина) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью,… … Википедия
Диаграмма Герцшпрунга-Расселла — Диаграмма Герцшпрунга Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга Рессела, Расселла, или просто диаграмма Г Р или диаграмма цвет звездная величина) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью,… … Википедия
Диаграмма Герцшпрунга — Рессела — Диаграмма Герцшпрунга Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга Рессела, Расселла, или просто диаграмма Г Р или диаграмма цвет звездная величина) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью,… … Википедия
ГЕРЦШПРУНГА-РАССЕЛА ДИАГРАММА — ГЕРЦШПРУНГА РАССЕЛА ДИАГРАММА, диаграмма зависимости между и абсолютной ЗВЕЗДНОЙ ВЕЛИЧИНОЙ СПЕКТРАЛЬНОЙ КЛАССИФИКАЦИЕЙ, то есть между СВЕТИМОСТЬЮ звезд и температурой их поверхности или цветового показателя температуры. Яркость увеличивается… … Научно-технический энциклопедический словарь
Диаграмма Г-Р — Диаграмма Герцшпрунга Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга Рессела, Расселла, или просто диаграмма Г Р или диаграмма цвет звездная величина) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью,… … Википедия
Диаграмма спектр — светимость — Диаграмма Герцшпрунга Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга Рессела, Расселла, или просто диаграмма Г Р или диаграмма цвет звездная величина) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью,… … Википедия
Звездная зола. Чем закончится диаграмма Герцшпрунга-Рассела
Именно эта диаграмма, связывающая спектральный класс звезды с возрастом и массой светила, обладает примерно такой же замечательной периодичностью, как и таблица Менделеева. В ней есть эволюция и предсказуемость. Прослеживается и основная закономерность, характерная для Главной последовательности: вместе с массой звезды убывает ее температура и объем. При этом диаграмма Герцшпрунга-Рассела не демонстрирует еще одного важного свойства звезд: чем ниже температура, тем дольше будет гореть (тлеть) звезда. В результате длительного вырождения звезд, относящихся к известным ныне спектральным классам, также могут возникать странные объекты, которые можно назвать «гипотетическими» звездами. Они пока не образовались, так как Вселенная еще слишком молода. Но в теории такие звезды уже описаны, и именно о наиболее интересных из них я собираюсь рассказать ниже.
Голубые карлики, потомки красных карликов
Красные карлики (звезды спектрального класса M) – самые многочисленные во Вселенной. Так, почти все звезды, находящиеся в непосредственной близости от Солнца – красные карлики (из 50 самых ближних к нам звезд Солнце является 4-й по размеру). Интерес к красным карликам значительно повысился именно в последние годы, отчасти потому, что именно в системе очень тусклого и холодного красного карлика TRAPPIST-1 находится примерно семь компактно расположенных планет, как минимум три из которых должны располагаться в зоне обитаемости этой звезды.
Красные карлики завершают Главную Последовательность. Их эволюцию в настоящее время можно только моделировать, но расчеты Питера Боденгеймера из Калифорнийского университета в Беркли показывают, что срок жизни красных карликов может составлять несколько триллионов лет. При этом на протяжении всей жизни красный карлик светит ровно и стабильно, поскольку во всем объеме такой звезды происходит конвекция – перемешивание вещества.
Конвекция в красном карлике может продолжаться на протяжении почти 6 триллионов лет, поэтому звезда успевает «выработать» почти весь свой водород. Боденгеймер предполагает, что самые мелкие красные карлики в конце жизни не превратятся в красные гиганты, а, оставаясь физически компактными, вновь начнут разогреваться, став голубыми карликами.
Температура такой звезды превысит солнечную, а светимость все равно останется очень низкой. Для превращения в красный гигант масса красного карлика должна составлять не менее 0,25 M☉ (массы Солнца). Более мелкие звезды ждет превращение в голубые карлики. При этом самые мелкие из известных красных карликов имеют массу около 0,08 M☉ и могут гореть до 12 триллионов лет.
По-видимому, примерно через 800 миллиардов лет во Вселенной не останется звезд крупнее 0,3 M☉, и большинство из них окажется голубыми карликами. При этом жизнь таких звезд будет дополнительно продлеваться за счет нарастания их металличности. Металл сдерживает потерю звездной энергии, играя роль своеобразной заслонки, тем самым еще немного продлевая жизнь звезды. Вероятно, к окончанию первого триллиона лет все сохранившиеся к тому времени галактики будут иметь голубоватый оттенок, так как окажутся наполнены голубыми карликами.
Черные карлики, потомки белых карликов
В нижней части диаграммы Герцшпрунга-Рассела расположена последовательность белых карликов. Такие звезды образуются на месте красного гиганта, постепенно теряющего газовую оболочку. Ядерных реакций в них не происходит, а состоят белые карлики из постепенно остывающей раскаленной плазмы. Предполагается, что в таком состоянии белый карлик просуществует около 10 триллионов лет, после чего его поверхность перестанет излучать видимый свет. В таком случае потухшую звезду станет невозможно обнаружить в телескоп, но она все равно останется целостным объектом, который будет выдавать его гравитационное воздействие.
Самым старым белым карликам, известным в настоящее время – около 12 миллиардов лет. Таким образом, до появления первых черных карликов Вселенная должна состариться еще в тысячу раз. Тем не менее, периодичность диаграммы Герцшпрунга-Рассела позволяет уверенно предположить, что черные карлики когда-нибудь возникнут.
Блицар, потомок нейтронной звезды
Звезды такого типа – гипотетические объекты, существование которых могло бы объяснить быстрые радиовсплески (FRB), первый из которых был обнаружен в 2011 году. Про блицары на Хабре уже писали, вкратце напомню суть этого явления.
В физике известен предел Оппенгеймера-Волкова, максимальная масса, при которой нейтронная звезда еще не превращается в черную дыру. При этом данный предел рассчитывается без учета вращения, присущего многим нейтронным звездам и унаследованного от родительской звезды. Центробежная сила, возникающая при таком вращении, не дает звезде «упасть» в черную дыру, поэтому нейтронная звезда может некоторое время существовать выше предела Оппенгеймера-Волкова. В этот период звезда генерирует сильное магнитное поле, из-за которого вокруг нее исчезает аккреционный диск. В результате при падении нейтронной звезды за горизонт событий от нее «отстреливается» не вещество, а только мощное магнитное поле, что и может быть зафиксировано как быстрый радиовсплеск.
Блицары также можно считать гипотетическими объектами, поскольку непосредственно они не зафиксированы. Такие небесные тела также называются «суронами», где SURON – аббревиатура, означающая «SUpramassive Rotating Neuron star» (подмассивная вращающаяся нейтронная звезда). Физика суронов подробно изложена в этой работе; также отмечается (раздел 3.3.2), что в состоянии сурона (блицара) может удерживаться примерно 3% всех нейтронных звезд — большинству из них центробежной силы все-таки не хватает, чтобы балансировать на грани горизонта событий.
Объект Торна-Житков, потомок красного гиганта и нейтронной звезды
Кип Торн совместно с Анной Житков в 1977 году описали гипотетический объект, который мог бы возникать в случае поглощения нейтронной звезды красным гигантом. В этом случае звезда могла бы наблюдаться как пекулярная и содержать повышенные дозы лития, молибдена и рубидия. Существование звезд-гигантов с нейтронным ядром еще в 1938 году предположил Лев Ландау, почему такой объект иногда называют в честь Торна-Житков-Ландау. Наиболее вероятно, что такие звезды могут возникать при слиянии двойных звездных систем, в которые входит красный гигант и нейтронная звезда. Подобный объект должен получаться нестабильным и все равно коллапсировать в черную дыру, либо в двойную звездную систему, где вокруг общего центра масс будут обращаться нейтронная звезда и пульсар.
На практике объекты Торна-Житков пока не обнаружены. Вероятно, такая звезда должна напоминать красный сверхгигант с пекулярными линиями в спектре.
Замороженная звезда
В классической статье 1979 года Фримен Дайсон предполагал, что в далеком будущем все мелкие звезды, в особенности, белые карлики, станут превращаться в объекты звездной массы, состоящие из чистого железа. Предполагается, что в результате различных цепочек деления и слияния легких ядер, через 10 1500 лет практически все сохранившиеся светящиеся звезды должны превратиться в глыбы холодного и остывающего железа, а такие железные звезды могут далее превращаться в последнее поколение нейтронных звезд.
Заключение
Все описанные превращения, являющиеся маленькими шагами к тепловой смерти Вселенной, являются экстраполяцией на основе диаграммы Герцшпрунга-Рассела и не учитывают еще одного гипотетического процесса. Это распад протона, спонтанное превращение протонов в более легкие субатомные частицы. Такой процесс не противоречит известной физике частиц, но также до сих пор не зафиксирован. Именно для того, чтобы засечь распад хотя бы одного протона, в Японии появился проект Камиоканде: шахты близ города Камиока были превращены в огромные резервуары с водой, оборудованные детекторами. Ни один протон во всей этой воде за минувшие сорок лет так и не распался, а Камиоканде в итоге был превращен в один из самых крупных и успешных детекторов нейтрино – но это уже совсем другая история.
Возможно, именно распадом протонов закончится существование железных звезд, которые при этом просто медленно развоплотятся. Или же на последних этапах существования Вселенная породит какие-то новые состояния вещества. Надеюсь, в этой статье мне удалось не обойти вниманием никаких интересных объектов, существование которых проистекает из диаграммы Герцшпрунга-Рассела, но пока не доказано.
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга — Рессела, Расселла, или просто диаграмма Г-Р или диаграмма цвет — звёздная величина, спектр — светимость) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Звёзды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.
Была предложена примерно в 1910 году независимо Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США). Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции.
Диаграмма даёт возможность (хотя и не очень точно) найти абсолютную величину по спектральному классу. Особенно для спектральных классов O—F. Для поздних классов это осложняется необходимостью сделать выбор между гигантом и карликом. Однако определённые различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор. [1]
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела, для наиболее известных звезд
Содержание
Виды диаграммы
Шаблон:ДиаграммаГР Существует несколько видов диаграммы, и их наименование не очень тщательно определено. Вначале диаграмма показывала спектральный класс звезды по горизонтальной оси и абсолютную звёздную величину по вертикальной. Спектральный тип сложно отображать на диаграмме, так как это не числовая величина и современные версии диаграммы представляют здесь цветовой индекс B-V звёзд. Этот тип диаграммы часто называют диаграммой Герцшпрунга — Рассела или «цвет — звёздная величина», и он часто используется наблюдателями. Если звёзды находятся на близких одинаковых расстояниях (например звёзды скоплений), то диаграмма часто используется для описания скопления и вертикальная ось становится просто звёздной величиной.
Ниже главной последовательности, начиная примерно от её середины, к правому нижнему углу тянется так называемая «последовательность (или ветвь) субкарликов» (на первой иллюстрации к статье не показана). Субкарлики — это старые, маломассивные, бедные тяжёлыми элементами звёзды, составляющие сферическую компоненту звёздного населения Галактики. По современным воззрениям, они реликты времён самого начала звёздообразования, дожившие до наших дней благодаря малой массе: продолжительность их эволюции превышает время существования Вселенной. Более массивные «звёзды-пионеры» давно уже взорвались как сверхновые и обогатили вещество Вселенной тяжёлыми элементами.
См. также
Примечания
Выделить Диаграмма Герцшпрунга — Рассела и найти в:
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела: главная последовательность звезд
Главная последовательность диаграммы Герцшпрунга — Рессела и исключения из правил (красные гиганты и карлики)
В 1910 году датский астроном Эйнар Герцшпрунг предложил диаграмму показывающую зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды.
Как оказалось позже, практически такую же диаграмму построил и американец Генрих Нортон Рассел, правда несколько позже.
Вот так диаграмма Герцшпрунга – Рассела и выглядит. Наше Солнце находится почти ровно посередине главной последовательности – то есть «в самом расцвете сил»
Что такое главная последовательность диаграммы Герцшпрунга — Рессела
Нам открытие двух астрономов известно как диаграмма Герцшпрунга — Рессела, или диаграмма спектр — светимость.
По горизонтальной оси диаграммы Герцшпрунга — Рессела были отложены спектральные классы в порядке понижения температур звезд, начиная со спектрального класса О (очень горячие звезды) слева и заканчивая спектральным классом М (относительно холодные звезды) справа.
По вертикальной оси были отложены светимости или абсолютные звездные величины. Каждая звезда имеет какую-то определенную абсолютную величину и относится к какому-то определенному спектральному классу, а потому может быть представлена точкой в определенном месте диаграммы.
В среднем чем горячее звезда, тем она ярче. Поэтому чем левее находился на диаграмме спектральный класс исследуемой звезды (и значит, чем больше была ее температура), тем выше оказывалась она по шкале абсолютных величин.
В результате большинство звезд, нанесенных Ресселом на диаграмму, расположилось по диагонали от верхнею левого угла к нижнему правому. Они образуют так называемую главную последовательность.
По современной оценке более 90% всех доступных нашему наблюдению звезд попадают на главную последовательность.
Вас может заинтересовать
Диаграмма Герцшпрунга — Рессела даёт возможность (хотя порой и достаточно приблизительно) найти абсолютную величину нужной звезды по её спектральному классу (особенно точно это работает для спектральных классов O—F), оценить её примерный возраст и представить ближайшее будущее и прошлое наблюдаемого объекта.
С красными звездами (о них подробно ниже) ситуация обстоит сложнее – здесь не всегда можно сходу различить гиганта и карлика, однако при наличии опыта, даже здесь не должно возникнуть ошибок.
Теория скользящей эволюции звезд
Когда диаграмма Герцшпрунга — Рессела только составлялась, представления о ядерных реакциях в недрах звезд были еще весьма смутными. Господствовало мнение, что звезды на протяжении всей своей жизни непрерывно сжимаются.
С этой точки зрения диаграмма Герцшпрунга— Рессела, казалось, давала четкую и захватывающую картину звездной эволюции, показывая, как звезды возникают, проходят через различные стадии и в конце концов перестают излучать.
Выводы, сделанные Ресселом на основании этой диаграммы, можно коротко изложить следующим образом:
Вот так схематично на диаграмме Герцшпрунга – Рассела показана эволюция «типичной» звезды
По этой гипотезе, сжимаясь из голубовато-белой звезды до последней стадии — стадии черного карлика, звезда как бы скользит по главной последовательности из верхнего левого угла к нижнему правому. Поэтому такую теорию можно назвать теорией скользящей эволюции звезд.
Схема выглядела очень заманчивой и казалась весьма правдоподобной.
Во-первых, именно такого непрерывного сжатия, сопровождающегося сначала нагреванием, а потом остыванием, было естественно ожидать. Газ, сжимаемый в лабораторных экспериментах, становился горячее, раскаленные предметы, предоставленные сами себе, остывали.
Далее, если одна и та же звезда являлась красным гигантом где-то на раннем этапе своего существования и красным карликом в конце жизни, следовало ожидать, что средняя масса красных карликов не очень отличается от средней массы красных гигантов. Другими словами, красные гиганты колоссальны не потому, что содержат огромные количества звездною вещества, а только потому, что их вещество распределено в огромном объеме.
Так и оказалось. Красные гиганты отнюдь не столь массивны, как можно было бы ожидать, судя по их размерам, а только очень разрежены. Вещество звезды вроде Эпсилона Возничего, если бы его удалось без изменений перенести в земную лабораторию, показалось бы (в большей части своего объема) просто пустотой.
Действительно, массы звезд в среднем удивительно сходны. Как ни разнятся звезды объемом, плотностью, температурой и другими свойствами, массы их различаются мало. Масса большинства звезд колеблется от 0,2 до 5 масс Солнца.
Однако теория скользящей эволюции звезд при всей её изящности, не объясняет некоторых моментов. Вернее, содержит очень и очень необычные исключения.
Исключения из главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рессела: красные гиганты и красные карлики
Когда для целого ряда звезд были получены сведения о их светимости и о температуре их поверхности, следующим логическим шагом было сопоставление этих данных. Эксперименты с раскаленными предметами на Земле давали основание предполагать, что чем холоднее звезда, тем слабее будет ее излучение и тем более красной она окажется. Но выяснилось, что это далеко не всегда так.
Например, если согласиться со значениями температуры, принятыми для спектральных классов, то наиболее холодными из обыкновенных звезд должны быть звезды класса М. По их спектральным линиям и положению максимума излучения типичная температура поверхности для звезд этого класса была оценена в 2500°С (напомним для сравнения, что температура поверхности нашего Солнца составляет 6000°С). И действительно, все звезды класса М были красноватыми, по вопреки ожиданиям они не все были слабыми.
Правда, многие из них были-таки слабыми, хотя некоторые (например, звезда Барнарда) и находились совсем близко. Однако другие, вроде Бетельгейзе в созвездии Ориона или Антареса в Скорпионе, были красноватого цвета, но тем не менее казались очень яркими. И не потому, что находились так уж близко от нас. Они обладали не только большой видимой яркостью, но и большой светимостью. Излучение Антареса, например, почти в 10 000 раз превосходит излучение Солнца.
Еще в 1905 г. Э. Герцшпрунг, размышляя над этим вопросом, пришел к выводу, что такая большая светимость холодной звезды может объясняться только ее гигантскими размерами. Поверхность холодной звезды дает гораздо меньше света с квадратного километра, чем поверхность Солнца, но, с другой стороны, у такой звезды, как Бетельгейзе, квадратных километров поверхности могло быть несравненно больше, чем у Солнца.
И это более чем возместило бы относительно малую яркость каждого квадратного километра в отдельности. Поэтому такие звезды, как Бетельгейзе и Антарес, стали называться красными гигантами, а такие, как звезда Барнарда,— красными карликами.
Это было тем более любопытно, что промежуточных красных звезд, не гигантов и не карликов, как будто не существовало вовсе.
Это предположение Герцшпрунга, основанное на теоретических рассуждениях, было подтверждено результатами наблюдений. Американский физик немецкого происхождения Альберт Абрахам Майкельсон (1852—1931) изобрел в 1881 г. прибор, названный интерферометром.
Этот прибор, отмечавший мельчайшие изменения в картине усилений и ослаблений световых волн, позволял производить удивительно точные измерения. С его помощью удалось узнать о звездах то, что не показал бы ни один телескоп.
Даже ближайшие звезды так далеки от нас, что и в самые лучшие современные телескопы они видны только как светящиеся точки. Тем не менее попадающие в телескоп лучи данной звезды исходят не из одной точки ее поверхности. Один луч может приходить от ее западного края, а другой — от восточного. Эти лучи попадают в телескоп под некоторым углом друг к другу — углом, слишком малым для того, чтобы его можно было измерить обычными способами, но иногда достаточно большим, чтобы лучи “сталкивались” и складывались друг с другом.
Прибор Майкельсона позволил измерять результат такого сложения и определять угол между лучами, если он только не был ничтожно малым. Зная этот угол и расстояние до звезды, можно легко вычислить ее действительный диаметр.
Результаты были поразительными. Диаметр Бетельгейзе был измерен таким способом в 1920 г. и оказалось, что он равен 500 000 000 км. Он почти в 350 раз больше диаметра Солнца (1 390 600 км). Следовательно, поверхность Бетельгейзе примерно в 350X350, т. е. в 120 000 раз больше поверхности Солнца. Неудивительно, что светимость этой звезды гораздо больше светимости Солнца, хотя светимость каждого квадратного километра ее поверхности гораздо меньше.
Что касается объема Бетельгейзе, то он примерно в 40 000 000 раз больше объема Солнца. Если бы Бетельгейзе оказалась на месте Солнца, она заполнила бы все пространство далеко за пределы орбиты Марса. Да, это поистине красный гигант!
Опять же диаграмма Герцшпрунга – Рассела как и на первом изображении, но без отвлекающих цветов и надписей.
Красные гиганты и… инфракрасные гиганты
Антарес несколько меньше Бетельгейзе, но эта последняя — отнюдь не самая большая из подобных звезд. Например, Эпсилон Возничего — инфракрасный гигант, звезда настолько холодная, что, несмотря на ее чудовищные размеры, мы ее не видим. Ее излучение почти целиком лежит в инфракрасной области. Мы знаем о ее существовании только потому, что у нее есть яркий спутник, который она периодически затмевает.
В 1937 г. на основании продолжительности затмения и расстояния до системы было высказано предположение, что эта темная звезда — инфракрасный гигант с диаметром 3 700 000 000 км. Если бы она оказалась на месте Солнца, то заполнила бы все пространство вплоть до орбиты Урана!
И инфракрасные гиганты вовсе не так редки, как казалось вначале. Но звезду, настолько холодную, что она излучает почти исключительно в инфракрасной части спектра, очень трудно обнаружить.
Во-первых, земная атмосфера не очень прозрачна для инфракрасных лучей, а во-вторых, все предметы на самой Земле достаточно теплы и обладают заметным собственным инфракрасным излучением, в результате инфракрасное излучение, приходящее к нам из космического пространства, теряется, так сказать, в общем зареве.
Однако в 1965 г. астрономы обсерватории Маунт-Вилсон разработали особую методику для поисков в небе областей, богатых инфракрасным излучением, которое указывает на присутствие инфракрасных гигантов Они обнаружили сотни подобных объектов, сосредоточенных по большей части в плоскости Млечного Пути, но можно ожидать, что их будут найдены тысячи. И хотя бы некоторые из них, несомненно, окажутся больше, чем Эпсилон Возничего.
В инфракрасной области они, собственно, очень ярки, но в видимой части спектра их излечение чрезвычайно слабо, так что даже в самые сильные телескопы видны лишь немногие из них. Две из обнаруженных звезд имеют, судя по их цвету, температуру 1200 и 800°К — вторая звезда нагрета только-только до температуры красного каления.
У звезд других цветов нет такого разрыва в размерах, как у холодных красных звезд. И все же существуют большие желтые гиганты (не такие огромные и холодные, как красные) и маленькие желтые карлики (не такие маленькие и холодные, как красные). В качестве примера желтого гиганта можно назвать Капеллу, а в качестве желтого карлика — наше Солнце.
Подводя итог, хочу ещё раз отметить – красные гиганты и карлики в общей картине диаграммы Герцшпрунга — Рессела являются исключением и их процент по сравнению с “правильными” звездами, полностью укладывающимися в канву главной последовательности диаграммы, относительно не велик.
Во всяком случае более наглядной, простой и в целом правильной теории эволюции звезд, чем теория скользящей эволюции выводимая из фактов наглядно представленных в диаграмме, у нас нет. Поэтому остается только отдать должное гению астрономов прошлого и… конечно же смело использовать их наработки!