Yksi kaikkein tunnetuimmista järjestelmistä tieteen maailman elementtien luokittelemiseksi on jaksollinen taulukko. Jos analysoimme laajasti ja yksinkertaistetusti, näemme, että Hertzsprung-Russell -kaavio se on kuin jaksollinen taulukko, mutta tähdistä. Tämän kaavion avulla voimme paikantaa tähtiryhmän ja nähdä, missä se on luokiteltu ominaisuuksiensa mukaan. Tämän ansiosta on voitu edetä huomattavasti olemassa olevien tähtiryhmien havainnoinnissa ja luokittelussa.
Siksi aiomme omistaa tämän artikkelin kertomaan sinulle kaikki Hertzsprung-Russell -kaavion ominaisuudet ja tärkeyden.
Ominaisuudet ja käyttö
Yritämme ymmärtää, miten Hertzsprung-Russell-kaavio toimii ja mistä se koostuu. Kaavion kaksi akselia mittaavat eri asioita. Vaaka-akseli mittaa kaksi asteikkoa, jotka voidaan tiivistää yhdeksi. Kun menemme pohjaan, skaalataan tähden pintalämpötila Kelvin-asteina korkeimmista lämpötiloista matalimpiin.
Yläosassa näemme jotain erilaista. Kullekin on merkitty useita osioita kirje: O, B, A, F, G, K, M. Tämä on spektrityyppi. Se tarkoittaa, että se on tähden väri. Kuten sähkömagneettisessa spektrissä, se vaihtelee sinertävästä punaiseksi. Molemmat asteikot osoittavat samaa ja sopivat keskenään, koska spektrityyppi määräytyy tähden pintalämpötilan mukaan. Kun sen lämpötila nousee, myös sen väri muuttuu. Se muuttuu punaisesta sinertävään, ennen kuin käy läpi oranssin ja valkoisen sävyn. Tämän tyyppisessä kaaviossa voit helposti verrata, minkä lämpötilan kukin tähdellä oleva väri voi olla sama.
Toisaalta Hertzsprung-Russell-kaavion pystyakselilla näemme, että se mittaa samaa käsitettä. Se ilmaistaan eri mittakaavoissa, kuten kirkkaus. Vasemmalla puolella kirkkaus mitataan ottaen aurinko referenssinä. Tällä tavalla helpotetaan melko intuitiivista muiden tähtien kirkkauden tunnistamista ja aurinko otetaan vertailukohteeksi. On helppo nähdä, onko tähti enemmän tai vähemmän valaistu kuin aurinko, koska meillä on helppo nähdä sitä. Oikealla asteikolla on hiukan tarkempi tapa mitata kirkkaus kuin toisella. Se voidaan mitata absoluuttisella suuruudella. Kun katsomme metsätähtiä, yksi orava enemmän kuin muut. Ilmeisesti tämä tapahtuu monissa tapauksissa, koska tähdet kohtaavat eri etäisyyksillä eikä siksi, että toinen on kirkkaampi kuin toinen.
Tähti paistaa
Kun lähdemme taivaalta, näemme, että jotkut tähdet loistavat kirkkaammin, mutta se tapahtuu vain meidän näkökulmastamme. Tätä kutsutaan näennäiseksi suuruudeksi, vaikka sillä on pieni ero: tähden näennäinen suuruus tehdään kiinnittämällä arvo, joka tällaisella kirkkaudella olisi ilmakehämme ulkopuolella, ei sisällä. Tällä tavoin näennäinen suuruus ei edusta tähden todellista kirkkautta. Siksi Hertzsprung-Russell-kaavion kaltaista asteikkoa ei voida käyttää.
Tähden kirkkauden mittaamiseksi on käytettävä absoluuttista suuruutta. Olisi ilmeinen suuruus, että tähdellä olisi 10 parsekkiä. Tähdet olisivat kaikki samalla etäisyydellä, ja siksi tähden näennäinen suuruus muutettaisiin sen todelliseksi kirkkaudeksi.
Ensimmäinen asia, joka on huomioitava kuvaajaa tarkasteltaessa, on suuri diagonaalinen viiva, joka kulkee vasemmasta yläkulmasta oikeaan alakulmaan. Sitä kutsutaan pääjärjestykseksi ja siinä kohtaa suuri osa tähdistä, aurinko mukaan lukien. Kaikki tähdet tuottavat energiaa fuusioimalla vety tuottamaan heliumia sisällä. Tämä on yhteinen tekijä, joka heillä kaikilla on ja mikä tekee niiden kirkkaudesta erilaisen, on se, että se, mikä on osa pääjärjestystä, on niiden massa. Toisin sanoen, mitä enemmän tähdellä on massa, sitä nopeammin fuusio prosessi saa sen tapahtumaan, joten sillä on yhä enemmän kirkkautta ja pintalämpötilaa.
Siksi tästä seuraa, että tähdet, joilla on suurempi massa, sijaitsevat kauempana vasemmalla ja yläpuolella, joten niillä on enemmän lämpötilaa ja enemmän kirkkautta. Nämä ovat siniset jättiläiset. Meillä on myös pienemmän massan tähtiä oikealla ja alapuolella, joten niillä on vähemmän lämpötilaa ja kirkkautta ja ne ovat punaisia kääpiöitä.
Jättiläistähdet ja Hertzsprung-Russell-kaavion suurjätit
Jos siirrymme pois pääjärjestyksestä, voimme nähdä kaaviossa muut sektorit. Yläosassa ovat jättiläiset ja suurjätit. Vaikka niillä on sama lämpötila kuin monilla muilla pääsekvenssitähdillä, niiden kirkkaus on paljon suurempi. Tämä johtuu koosta. Näille jättimäisille tähdille on tunnusomaista se, että ne ovat polttaneet vetyvarastonsa pitkään, joten niiden on täytynyt alkaa käyttää erilaisia polttoaineita, kuten heliumia. Silloin kirkkaus vähenee, koska polttoaine ei ole niin voimakasta.
Tämä on kohtalo, jolla on suuri määrä tähtiä, jotka sijaitsevat pääjärjestyksessä. Se riippuu heidän massastaan, ne voivat olla jättimäisiä tai erittäin jättimäisiä.
Pääjärjestyksen alapuolella on valkoisia kääpiöitä. Suurimman osan taivaalla näkemistä tähdistä on lopullinen määränpää olla valkoinen kääpiö. Tämän vaiheen aikana tähti omaksuu hyvin pienen koon ja valtavan tiheyden. Ajan myötä valkoiset kääpiöt liikkuvat yhä kauemmas oikealle ja kaaviosta alaspäin. Tämä johtuu siitä, että se menettää jatkuvasti kirkkautta ja lämpötilaa.
Nämä ovat periaatteessa tärkeimmät tähtityypit, jotka näkyvät tässä kaaviossa. Jotkut nykyiset tutkimukset yrittävät tuoda esiin kaavion joitain ääripäitä ja keskittyä tietämään kaiken syvemmälle.
Toivon, että näiden tietojen avulla voit oppia lisää Hertzsprung-Russell -kaaviosta ja sen ominaisuuksista.