Det stjerner er de mest fantastiske fysiske motorer i universet. De udstråler lys og varme, og de skaber kemiske elementer i deres kerner. Men når observatører ser på dem på nattehimlen, er alt det, de ser, tusinder af lyspunkter. Nogle vises rødlige, andre gule eller hvide eller endda blå. Disse farver giver faktisk ledetråde til stjernernes temperaturer og aldre, og hvor de er i deres levetid. Astronomer "sortere" stjerner efter deres farver og temperaturer, og resultatet er en berømt graf kaldet Hertzsprung-Russell Diagram. H-R-diagrammet er et diagram, som enhver astronomistudent lærer tidligt.
Læring af det grundlæggende H-R-diagram
Generelt er H-R-diagrammet et "plot" af temperatur vs. lysstyrke. Tænk på "lysstyrke" som en måde at definere et objekts lysstyrke. Temperatur er noget, vi alle kender, generelt som varmen fra et objekt. Det hjælper med at definere noget, der kaldes en stjerne spektralklasse, som astronomer også regner ud ved at studere lysets bølgelængder, der kommer fra stjernen
. Så i et standard H-R-diagram er spektralklasser mærket fra hotteste til sejeste stjerner med bogstaverne O, B, A, F, G, K, M (og ud til L, N og R). Disse klasser repræsenterer også specifikke farver. I nogle H-R-diagrammer er bogstaverne arrangeret på tværs af den øverste linje på diagrammet. Varme blåhvide stjerner ligger til venstre, og de køligere har en tendens til at være mere mod højre side af diagrammet.Det grundlæggende H-R-diagram er mærket som det, der er vist her. Den næsten diagonale linje kaldes hovedsekvensen. Næsten 90 procent af stjernerne i universet findes langs den linje på én gang i deres liv. Det gør de, mens de stadig smelter brint til helium i deres kerner. Til sidst løber de tør for brint og begynder at smelte helium. Det er, når de udvikler sig til at blive giganter og supergiganter. På kortet ender sådanne "avancerede" stjerner i øverste højre hjørne. Stjerner som solen tager muligvis denne vej og krymper derefter til sidst for at blive hvide dværge, der vises i nederste venstre del af diagrammet.
Forskerne og videnskaben bag H-R-diagrammet
H-R-diagrammet blev udviklet i 1910 af astronomerne Ejnar Hertzsprung og Henry Norris Russell. Begge mænd arbejdede med spektre af stjerner - det vil sige, de studerede lyset fra stjerner ved hjælp af spektrografer. Disse instrumenter nedbryder lyset i dets komponentbølgelængder. Den måde, de stjernebølgelængder vises på, giver ledetråde til de kemiske elementer i stjernen. De kan også afsløre information om dens temperatur, bevægelse gennem rummet og dens magnetiske feltstyrke. Ved at plotte stjernerne på H-R-diagrammet i henhold til deres temperaturer, spektralklasser og lysstyrke, kan astronomer klassificere stjerner i deres forskellige typer.
I dag er der forskellige versioner af diagrammet, afhængigt af hvilke specifikke egenskaber astronomer ønsker at kortlægge. Hvert diagram har et lignende layout med de lyseste stjerner, der strækker sig op mod toppen og vender sig mod øverste venstre hjørne og et par i de nederste hjørner.
Sprog i H-R-diagrammet
H-R-diagrammet bruger udtryk, der er velkendte for alle astronomer, så det er værd at lære ”sproget” i diagrammet. De fleste observatører har sandsynligvis hørt udtrykket "størrelse", når det anvendes til stjerner. Det er et mål for en stjernes lysstyrke. Dog en stjerne måske komme til syne lyse af et par grunde:
- Det kan være temmelig tæt og dermed se lysere ud end en længere væk
- Det kan være lysere, fordi det er varmere.
For H-R-diagrammet er astronomer hovedsageligt interesseret i en stjerners "iboende" lysstyrke - det vil sige dens lysstyrke på grund af hvor varm den faktisk er. Derfor er lysstyrken (nævnt tidligere) afbildet langs y-aksen. Jo mere massiv stjernen er, jo mere lysende er den. Derfor er de hotteste, lyseste stjerner afbildet blandt giganter og supergiganter i H-R-diagrammet.
Temperatur og / eller spektralklasse afledes som nævnt ovenfor ved at se meget på stjernens lys meget omhyggeligt. Skjult inden for dens bølgelængder er ledetråde om de elementer, der er i stjernen. Brint er det mest almindelige element som vist af værket af astronom Cecelia Payne-Gaposchkin i de tidlige 1900'ere. Hydrogen er smeltet sammen til at fremstille helium i kernen, så det er derfor, astronomer ser helium også i en stjernespektrum. Spektralklassen er meget tæt knyttet til en stjernetemperatur, hvorfor de lyseste stjerner er i klasse O og B. De sejeste stjerner er i klasse K og M. De meget fedeste genstande er også svage og små og inkluderer endda brune dværge.
Én ting at huske er, at H-R-diagrammet kan vise os, hvilken stjernetype en stjerne kan blive, men det forudsiger ikke nødvendigvis nogen ændringer i en stjerne. Derfor har vi det astrofysik - som anvender fysiklovene på stjernenes liv.