Hertzsprung-Russell-diagram

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
Hertzsprung-Russell-diagram

Hertzsprung-Russel-diagrammet er et spredningsplott av stjernene som viser forholdet mellom stjernenes absolutte størrelsesklasse eller luminositet kontra deres spektralklasser eller klassifisering og effektive temperaturer. Hertzsprung-Russel-diagrammet (forkortet til H–R -diagrammet) er ikke et kart over stjernenes lokalisering, men hjelper til å forstå hvordan stjernene utvikler seg. De er isteden plott eller matematiske beregninger på en graf som måler stjernenes absolutte størrelse (lysstyrke) mot temperatur (farge). Stjernenes plassering i diagrammet er gjort på grunnlag av overflatetemperaturen eller spektralklassene, den utstrålte effekten og absoluttmagnituden.

Diagrammet har fått sitt navn etter dansken Ejnar Hertzsprung (1873–1967) og amerikaneren Henry Norris Russell (1877–1957) som uavhengig av hverandre plasserte stjernene i et diagram omkring 1910. Hertzsprung-Russel-diagrammet har fire akser (hvor to og to er avhengige av hverandre) som stjernene blir målt opp mot. Disse er spektralklasser, temperatur, luminositet og absolutt magnitude. Diagrammet representerer et betydelig skritt framover i forståelsen av stjernenes evolusjon.

Spektralklasser[rediger | rediger kilde]

Spektralklasser er en måte å klassifisere stjerner ut fra deres spektraltyper. Forekomsten av spektrallinjer som representerer stjernenes overflatetemperatur bestemmer hvilken spektralklasse de hører til. Skalaen er slik: O B A F G K M, der O er varmest og M er kjøligst. O- og B- stjerner har tydelige spektrallinjer fra helium, A- og F- stjernene har de sterkeste hydrogenlinjene. I G- og K- stjernene er det markerte linjer fra metaller. M- stjernene viser mollekyllinjer. Rekkefølgen på skalaen blir ofte husket ved hjelp av denne huskeregelen: Oh Be A Fine Guy/Girl Kiss Me.

Det finnes også noen sideklasser:

W: Wolf – Rayet – stjerner (har enormt massetap).
P: Planetariske tåker.
R & S: Spesielle, kjølige stjerner med svært liten masse.

Hovedgruppene er igjen delt opp i tallgrupper fra 0-9 der 0 er varmest. Vår egen sol er en G2-stjerne.

Luminositet[rediger | rediger kilde]

Luminositet har mange betydninger i forskningsverdenen, men i astronomien angir den et himmellegemes totale utstråling av elektromagnetisk energi. Luminositens SI-enhet er Watt.

Når det kommer til Solar Luminositet, regner man ut hvor mye energi objektet utstråler i forhold til sola. Vi definerer solens luminositet som 1. Når man vet luminositeten, kan man beregne absolutt magnitude (absolutt lysstyrke) til en stjerne. Disse to størrelsene er koblet sammen i følgende ligning:

M = konstant + 2,5 * lg(L),

Hovedserien[rediger | rediger kilde]

Hovedserien er det sammenhengende diagonale båndet som strekker seg fra det øvre venstre hjørnet i diagrammet, til det nederste høyre. Felles for stjernene som ligger i hovedserien er at de alle produserer energi ved at hydrogen i sentralområdet fusjonerer til helium (etter hvert som tilgangen på hydrogen minker, fusjoneres det tyngre stoffer). Fusjonen kan skje på to forskjellige måter: PP-kjeden (proton – proton-kjeden), som bare krever hydrogen for å produsere helium, eller CNO – syklusen (karbonsyklusen), som krever karbon som en katalysator i reaksjonen. Nettoresultatet for begge reaksjonene er at fire hydrogenatomer slår seg sammen til en heliumkjerne. Det blir også dannet 2 positive elektroner og 2 nøytrinoer. Massen av sluttproduktene er lavere enn den samlede massen av de 4 hydrogenatomene, og dette medfører i følge Einsteins berømte formel (E=mc^2) at det blir frigjort energi. Formelen blir da: 411H → 24H + 2e+ + 2v + y

Hvor lenge stjernene befinner seg på hovedserien blir bestemt av størrelsen. Stjerner med stor masse har høy temperatur i sentralområdet. Dermed vil hydrogenfusjonen gå raskt og levetiden blir da kort. Stjerner med liten masse har mindre utstrålt effekt og dermed lengst levetid. Levetiden strekker seg fra ned mot 1 million år til en levetid lengre enn universets alder.

Over hovedserien ligger først stjernene som er kjemper, så de som er superkjemper. Hvite dverger ligger nedenfor til venstre for hovedfeltet. Stjernens posisjon i diagrammet forteller om stjernens masse, indre struktur og utviklingstilstand. En stjerne tilbringer mesteparten av livet sitt i hovedserien. Men når hydrogenbrennstoffet i kjernen er brukt opp, forlater den hovedserien og går over til områdene med kjemper og superkjemper. Sluttstadiet til en stjerne er avhengig av restmassen til en stjerne. En stjerne kan bli en hvit dverg, en nøytronstjerne, eller et svart hull.

Superkjemper[rediger | rediger kilde]

Superkjemper er blant de mest massive stjernene, og den tilhører den største gruppen av stjerner som befinner seg øverst på Hertzsprung-Russell-diagrammet. De ligger øverst på diagrammet og deres absolutte magnitude varierer fra -5 til -12 på skalaen, supergiganter har 10 til 70 solmasser, og har 30000 og opptil hundre tusen ganger solas luminositet.

På grunn av deres store masse, har de en relativ kort levetid fra 30 millioner til ett par hundretusen år. Superkjemper finnes i alle spektralklassene, fra den blå(klasse O) superkjempen til de høyt evolverte røde (klasse M) superkjempene.

Hvite dverger[rediger | rediger kilde]

Dersom stjernen har en masse på under 1,4 solmasser, vil stjernen bli en hvit dverg. Hvite dverger ligger nede til venstre i Hertzsprung-Russel-diagrammet. Vanligvis er det stjerner med en opprinnelig masse på omtrent 6 solmasser som ender som hvite dverger. Stjernen går fra å være kjempe til å være hvit dverg ved å kaste av seg de ytterste lagene i en planetarisk tåke. En hvit dverg er en liten, kompakt stjerne med svært høy tetthet. En bit fra en slik stjerne på størrelse med en sukkerbit vil veie 10-30 tonn. Hvite dverger har størrelser som ligner på jordas. De har brukt opp alt kjernebrennstoffet og lever kun på sitt forråd med termisk energi. Hvite dverger har liten utstråling og en veldig sakte avkjøling, som gjør at det tar milliarder av år før den forandrer seg til en usynlig svart dverg. Enn så lenge eksisterer ingen sorte dverger, da en hvit dverg krever mer tid for å kjøles ned enn Universets nåværende alder, som antas å være rundt 13 milliarder år.

Litteratur[rediger | rediger kilde]

  • Callin, Niels Petter; Pålsgård, Jan; Stadsnes, Rune; Tellefsen, Cathrine Wahlstrøm (2012): Ergo Fysikk 1. Oslo: Aschehoug, ISBN 9788203343179

Eksterne lenker[rediger | rediger kilde]

Commons-logo.svg Commons: Kategori:Hertzsprung-Russell diagram – bilder, video eller lyd