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
Vi skal prøve å forstå hvordan Hertzsprung-Russell-diagrammet fungerer og hva det består av. De to aksene på grafen måler forskjellige ting. Den horisontale aksen måler to skalaer som kan oppsummeres til en. Når vi går til bunnen, la oss skalere 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 blålig 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 fargen også. Den går fra rød til blåaktig, før den går gjennom oransje og hvite toner. I denne typen diagram kan du enkelt sammenligne hvilken temperatur hver farge stjernen har kan være lik.
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 vi forlater himmelen, ser vi at noen stjerner skinner lysere, men det skjer bare fra vårt perspektiv. Dette kalles den tilsynelatende størrelsen på, selv om det har en liten forskjell: den tilsynelatende størrelsen på en stjerne er laget 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 du må observere når du ser på grafen, er en stor diagonal linje som går fra øvre venstre til nedre høyre. Det er kjent som hovedsekvensen, og det er der en stor del av stjernene, inkludert solen, møtes. Alle stjerner produserer energi ved å smelte hydrogen for å produsere helium i dem. Dette er den vanlige faktoren som alle har, og som gjør deres lysstyrke annerledes, er at det de er en del av hovedsekvensen er deres masse. Med andre ord, jo mer masse en stjerne har, jo raskere vil fusjonsprosessen finne sted, så den vil få mer og mer lysstyrke og overflatetemperatur.
Derfor følger det at stjernene som har større masse ligger lenger til venstre og over, slik at de har mer temperatur og mer lysstyrke. Dette 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 superkjempene. Selv om de har samme temperatur som mange andre hovedsekvensstjerner, har de mye høyere lysstyrke. Dette skyldes størrelse. Disse gigantiske stjernene er preget av å ha brent hydrogenreservene sine i lang tid, så de har måttet begynne å bruke forskjellige drivstoff 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.
Dette er i utgangspunktet hovedtyper av stjerner som vises på denne grafen. Det er litt aktuell forskning som prøver å markere og fokusere på noen av ekstremene i grafen for å vite alt mer i dybden.
Jeg håper at med denne informasjonen kan du lære mer om Hertzsprung-Russell-diagrammet og dets egenskaper.