Kuinka H-R-kaavio selittää tähden elinkaaren?

Aurinko tarjoaa kätevän vertailukohdan muiden tähtien kuvaamiseen. Tämän aurinkokunnan auringon massa antaa yksikön muiden tähtien massojen mittaamiseen. Samoin auringon kirkkaus ja pintalämpötila määrittävät Hertzsprung-Russell -kaavion (H-R-kaavio) keskipisteen. Tähän piirtäminen tälle kaavioon ennustaa luotettavasti tähden muut ominaisuudet, kuten massan ja iän.

H-R-kaavion X-akseli osoittaa tähden pintalämpötilan Kelvin-asteina. Lämpötila nousee oikealta vasemmalle - taaksepäin useimmista kaavioista, joita olet tottunut käyttämään. H-R-kaavio käyttää suhdelukua; kukin tasaisesti sijoitettu merkki edustaa lämpötilaa, joka on kaksinkertainen oikealla olevan naapurin lämpötilaan nähden.

X-akseli voidaan myös merkitä spektriluokan mukaan, joka vaihtelee ennustettavasti sen pintalämpötilan mukaan. Kuumimmat tähdet näyttävät valkoisilta tai jopa sinisiltä ja viileimmät punaisilta. Äärimmäisyyksien välillä on tämän aurinkokunnan aurinko. Tähtien värit luokitellaan kirjaimilla, sinisimmistä / kuumimmista punaisimpiin / siisteimpiin: OBAFGKM.

Y-akseli osoittaa kirkkautta tai kirkkautta. Se kasvaa alhaalta ylöspäin suhdeluvun mukaan. Yleisin mittayksikkö on aurinkoa vastaava kirkkaus siten, että keskellä oleva etiketti on 1 (yksi) ja etiketit etenevät molempiin suuntiin eksponenttien 10 avulla.

Y-akseli voidaan myös merkitä "absoluuttisella suuruudella". Tämä termi viittaa näkyvään valoon, jonka tähti näyttää säteilevän, jos se olisi 10 parsekkiä maasta.

Tähtien elinkaaren pääjaksosarja on aika, jonka aikana vedyn fuusio tapahtuu sen ytimessä. Mutta H-R-kaavion kannalta "pääjärjestys" viittaa myös karkeasti lävistäjään, hieman S-kaarevaan viivaan, joka ulottuu vasemman ja oikean alakulman kulmien väliin, jolla pääjärjestys tähdet kartoittavat. Ne ylläpitävät ennustettavan suhteen kirkkauden ja lämpötilan välillä: kirkkaampi, kuumempi. Molemmat näistä ominaisuuksista kasvavat tähtimassan myötä; lähempänä vasenta yläkulmaa osoitettu tähti on "raskaampaa" kuin aurinkomme, kun taas oikean alakulman pääjärjestyksessä olevat tähdet ovat "kevyempiä".

Jos tähtitieteilijät piirtävät äskettäin löydetyn tähden H-R-kaavion oikeaan yläkulmaan ollessaan kirkas mutta viileä, he tietävät heti, minkä elinkaaren tähti kestää. Punainen jättiläisen ydin, joka on tarpeeksi kuuma sulamaan heliumia ja jopa painavampia elementtejä, on työntänyt sen kuorikerrokset niin pitkälle, että ne voivat jäähtyä punaiselle spektrille. He eivät ole kiitollisia suuresta kirkkaudestaan ​​lämpötilansa vaan koonsa vuoksi: isommat tähdet säteilevät enemmän valoenergiaa.

Voit olla yhtä varma tähtien elinkaarivaiheesta, joka on molemmat erittäin kuuma, mutta hyvin himmeä. H-R-kaavion vasen alakulma kuuluu melkein yksinomaan valkoisiin kääpiöihin.

Sen jälkeen, kun punainen jättiläinen, jonka massa on samanlainen kuin aurinkomme, polttaa kaiken heliuminsa, painovoimalla on vapaus puristaa ytimensä niin pitkälle kuin siinä olevat hiili-elektronit sallivat. Tämä suuri tiheys luo valtavaa ydinlämpöä. Ja koska ydin on jäljellä tässä vaiheessa, ytimen lämpötila on pintalämpötila. Täten valkoiset kääpiöt juovat vasemmalle H-R-kaaviossa. Lämmöstä huolimatta niiden pieni koko tarkoittaa vähemmän säteilevää kokonaisenergiaa - vähemmän kirkkautta ja matalampaa sijaintia kaaviossa.

Ikääntyessään valkoinen kääpiö jäähtyy, säteilee kaiken lämmön eikä tuota enää. Sen sijainti H-R-kaaviossa liikkuu alaspäin oikealle, kunnes se katoaa näkyvistä.