HR-diagram

=Hertzsprung-Russell diagram=

HR-diagrammet er til stor hjelp når ein skal forstå korleis livet til ei stjerne føregår. Det er fire faktorar som spelar ei rolle for kvar i diagrammet stjerna skal befinne seg. Det er overflatetemperatur, spektralklasse, utstrålt effekt og absolutt størrelsesklasse. Sjølve diagrammet er oppkalla etter dansken Ejnar Hertzsprung og amerikanaren Henry Russel.

Spektralklasse
Kvar stjerne i universet har sitt eige spekter. Spekteret sin utsjånad vert påverka av fysiske forhold på stjerna. I spektera til stjernene viser det nokre mørke linje som vert kalla spektrallinjer, desse linjene indikerer kva stoff som dominerer i ytterkanten av stjerna. I mange av spektera er det få linjer, dette betyr at mange stoff har blitt ionisert. Nokre spektrallinjer er så svake at me ikkje kan sjå dei utan at me undersøkjer nærare. Er det mange tydelege linjer i eit spekter betyr det at stjerna har låg temperatur som igjen betyr at det er få stoff som er blitt ionisert på stjerna. Er det få tydelege linjer betyr det at stjerna har høg temperatur som betyr at det er mange stoff som er blitt ionisert på stjerna. Stjernene vert delt inn i klassar som vert kalla O, B, A, F, G, K, M der O er varmast og M er kjøligast.
 * < Spektralklasse ||< Overflatetemperatur ||< Farge ||< Dominerande spektrallinjer ||
 * < O || 25000K - 50000K || Blå || Helium ||
 * < B || 12000K - 25000K || Blåkvit || Helium ||
 * < A || 7500K - 12000K || Kvit || Hydrogen ||
 * < F || 6000K - 7500K || Gulkvit || Hydrogen ||
 * < G || 4500K - 6000K || Gul || Metall ||
 * < K || 3000K - 4500K || Gulraud || Metall ||
 * M || 2000K - 3000K || Raud || Molekyl ||
 * M || 2000K - 3000K || Raud || Molekyl ||

Utstrålt effekt/luminositet
Som du ser på figuren av HR-diagrammet har me spektralklasse på den øvste aksen, overflatetemperatur langs x-aksen og utstrålt effekt/luminositet langs y-aksen. Den utstrålt effekten/luminositeten er altså kor mykje elektromagnetisk energi stjerna stråler ut. Sola har ein utstrålt effekt på 1, altså cirka midt på y-aksen, høgare oppe på y-aksen finne me stjerner med høgare utstrålt effekt og lengre ned på y-aksen finn me stjerner med mindre utstrålt effekt.

Farge i forhold til temperatur
Dei stjernene som ligg lengst til venstre i diagrammet har den høgste overflatetemperaturen medan dei som ligg lengst til høgre har den lågaste overflatetemperaturen. Det er ein klar samanheng mellom temperatur og farge på stjerna. Dersom me ser på hovudserien, altså det diagonalen som går frå hjørne til hjørne ser me at høgst oppe til venstre har me stjerner med blå/kvit farge, dette er stjerner som har ekstreme temperaturar, heilt opp i mot 30000K. Dette er også stjerner som har veldig høg utstrålt effekt, altså stjerner som lyser veldig kraftig. Bevegar me oss nedover til cirka midt på hovudserien finn me sola, her er ikkje temperaturen meir enn 5000K sjølv om dette også er veldig høgt er det lite i forhold til 30000K som me fant lengre oppe. Her er fargen gul/orange og utstrålinga ikkje så veldig høg. Bevegar me oss heilt ned til høgre på hovudserien finn me stjerner med låg temperatur på ca 2000K - 3000K og ein låg utsrålt effekt. Her er fargen orange/raud. Det er også ein samanheng mellom kor stjernene ligg i diagrammet og kor store dei er. På hovudserien finn me dei største stjernene lengst oppe til venstre og dei minste nedst til hgøgre. Utanfor hovudserien finn me kjemper og superkjemper til høgre og kvite dvergar nede til venstre. Det seier jo seg sjølv atkjempene og superkjempene er veldig store og at dvergane er veldig små. Du ser veldig klart på figuren korleis storleiken på stjernene varierer i forhold til plassering i diagrammet.



Hovudserien, kjemper og dvergar
Hovudserien er det diagonale bandet som går frå hjørne oppe til venstre og ned til det høgre hjørne. Alle stjernene på hovudserien produserer energi med at det skejr ein fusjonsprosess inne i kjernen. Det er her stjernene tilbring det meste av levetida si. Kor lenge ei stjerne befinn seg i hovudserien blir bestemt av kor stor stjerna er. Ei stjerne med høg masse og temperatur vil ha ei kort levetid grunna med høg temperatur vil fusjonsprosessen i kjernen gå fortare og dermed nyttar fusjonen også massen fortare opp. Motsatt vil stjerner med låg masse og låg temperatur leve kortare grunna fusjonen vil gå seinare her. Etter livet på hovudserien går stjernene over til å bli kjemper og superkjemper, og heitl til slutt kan stjerna gå over til å bli ein kvit dverg, ei nøytronstjerne eller eit svart hull. Dette er ting det står meir om på dei andre sidene, så det er berre til å gå inn å lese dersom det er noko du lurar på.



Kjelder:

http://no.wikipedia.org/wiki/Hertzsprung-Russel-diagram Ergo Fysikk 1. Aschehoug