En av de mest gjenkjennelige ordningene for å klassifisere elementer i vitenskapens verden er det periodiske systemet. Hvis vi analyserer bredt og på en forenklet måte, ser vi at Hertzsprung-Russell-diagram det er som et periodisk bord, men av stjernene. Med dette diagrammet kan vi finne en gruppe stjerner og se hvor den er klassifisert i henhold til dens egenskaper. Takket være dette har det vært mulig å fremme observasjonen og klassifiseringen av de forskjellige stjernegruppene betydelig.
Derfor skal vi vie denne artikkelen for å fortelle deg alle egenskapene og viktigheten av Hertzsprung-Russell-diagrammet.
Funksjoner og drift
La oss prøve å forstå hvordan Hertzsprung-Russell-diagrammet fungerer og hva det består av. De to aksene i grafen måler forskjellige ting. Den horisontale aksen måler to skalaer som kan oppsummeres i én. Når du går til bunnen ser vi en eskalering av stjernens overflatetemperatur i grader kelvin fra de høyeste temperaturene til de laveste temperaturene.
På toppen ser vi noe annerledes. Det er en rekke seksjoner hver merket med et brev: O, B, A, F, G, K, M. Dette er spektraltypen. Det betyr at det er fargen på stjernen. Som med det elektromagnetiske spekteret, varierer det fra en blåaktig farge til en rød farge. Begge skalaene indikerer det samme og stemmer overens med hverandre siden spektraltypen bestemmes av stjernens overflatetemperatur. Når temperaturen øker, endres også fargen. Den går fra rød til en blåaktig tone, før den går gjennom oransje og hvite toner. I denne typen diagrammer kan du enkelt sammenligne hvilken temperatur hver farge på stjernen kan tilsvare.
På den annen side ser vi på den vertikale aksen til Hertzsprung-Russell-diagrammet at den måler det samme konseptet. Det uttrykkes i forskjellige skalaer som lysstyrke. På venstre side lysstyrken måles og tar sola som referanse. På denne måten forenkles en ganske intuitiv identifikasjon av lysstyrken til resten av stjernene, og solen blir tatt som referanse. Det er lett å se om en stjerne er mer eller mindre lysende enn solen, siden vi har det enkelt når det gjelder å visualisere den. Den rette skalaen har en litt mer nøyaktig måte å måle lysstyrke på enn den andre. Det kan måles med absolutt størrelse. Når vi ser på skogsstjernene, er det et ekorn mer enn andre. Åpenbart skjer det ved mange anledninger fordi stjernene møtes på forskjellige avstander og ikke fordi den ene er lysere enn den andre.
Stjerneskinn
Når han går til himmelen ser vi noen stjerner skinne klarere, men det skjer bare fra vårt perspektiv. Dette kalles den tilsynelatende størrelsen på, selv om den har en liten forskjell: den tilsynelatende størrelsen på en stjerne lages ved å fikse verdien som en slik lysstyrke ville ha utenfor atmosfæren vår, ikke innvendig. På denne måten vil den tilsynelatende størrelsen ikke representere den virkelige lysstyrken som stjernen har. Derfor kan en skala som den i Hertzsprung-Russell-diagrammet ikke brukes.
For å kunne måle lysstyrken til en stjerne godt, må den absolutte størrelsen brukes. Det ville være den tilsynelatende størrelsen at en stjerne ville ha 10 parsec unna. Stjernene ville alle ha samme avstand, og derfor ville den tilsynelatende størrelsen til en stjerne bli konvertert til dens faktiske lysstyrke.
Det første vi bør legge merke til når vi ser på grafen er en stor diagonal linje som går fra øverst til venstre til nederst til høyre. Den er kjent som hovedsekvensen og er der en stor del av stjernene møtes, inkludert solen. Alle stjerner produserer energi ved å smelte hydrogen for å produsere helium i dem. Dette er den felles faktoren som alle har, og det som gjør deres lysstyrke forskjellig er at de er en del av hovedsekvensen og massen deres. Det vil si at jo mer masse en stjerne har, jo større hastighet er fusjonsprosessen med, så den vil i økende grad ha mer lysstyrke og overflatetemperatur.
Derfor utledes det at stjernene som har større masse er plassert lenger til venstre og høyere, så de har mer temperatur og mer lysstyrke. Disse er blå kjemper. Vi har også stjernene med en lavere masse som er til høyre og under, så de har mindre temperatur og lysstyrke og er de røde dvergene.
Kjempestjerner og superkjemper i Hertzsprung-Russell-diagrammet
Hvis vi beveger oss bort fra hovedsekvensen kan vi se andre sektorer i diagrammet. På toppen er gigantene og supergigantene. Selv om de har samme temperatur som mange andre hovedsekvensstjerner, har de en mye høyere lysstyrke. Dette på grunn av størrelsen. Disse gigantiske stjernene kjennetegnes ved å ha brent hydrogenreservene sine i lang tid, så de har måttet begynne å bruke forskjellige brensler som helium for sin funksjon. Det er da lysstyrken avtar siden drivstoffet ikke er så kraftig.
Dette er skjebnen som har et stort antall stjerner som ligger i hovedsekvensen. Det avhenger av massen de har, de kan være gigantiske eller supergigantiske.
Under hovedsekvensen har vi de hvite dvergene. Den endelige destinasjonen til de fleste av stjernene vi ser på himmelen er å være en hvit dverg. I løpet av denne fasen, stjernen vedtar en veldig liten størrelse og en enorm tetthet. Etter hvert som tiden går, beveger de hvite dvergene seg lenger og lenger til høyre og nedover i diagrammet. Dette fordi den hele tiden mister lysstyrke og temperatur.
I utgangspunktet er dette hovedtypene av stjerner som vises i dette diagrammet. Det er noe aktuell forskning som forsøker å fremheve og fokusere på noen av ytterpunktene i grafen for å forstå alt mer i dybden.
Jeg håper at med denne informasjonen kan du lære mer om Hertzsprung-Russell-diagrammet og dets egenskaper.