Hertzsprung-Russell diagrammet

Hertzsprung-Russell diagrammet är mycket användbart inom astrofysiken vid studerandet av stjärnor.

Detta diagram har ofta ljusstyrkan på y-axeln samt stjärnytans temperatur på x-axeln. Ljusstyrkan kan ersättas med ljusstyrkan i förhållande till Solen eller den absoluta magnituden. Ytans temperatur kan ersättas med spektralklassen eller våglängden med vilken ljuset på stjärnans ytan emitteras (färgen). De flesta stjärnorna hamnar i detta diagram på huvudserien (A), som går snett uppifrån övre vänstra hörnet ned till nedre högra hörnet. På huvudserien ligger de stjärnor som lugnt förbränner väte till helium i kärnan, vilket är majoriteten av stjärnorna. De varma, till färgen blå stjärnorna, vars förbränning är snabb, ligger till vänster på huvudserien (B). Solen befinner sig nästan i mitten (C), samt de röda, ljussvaga, långlivade stjärnorna ligger till höger (D). Övriga stjärnor som inte hamnar på huvudserien hamnar antingen snett ovanför huvudserien eller snett nedanför denna. Dessa stjärntyper kallas jättestjärnor (E), respektive dvärgstjärnor (F). Dessa stjärnor är på dödens rand respektive har redan dött. Jättestjärnorna delas i sin tur upp i dels röda jättar samt superjättar beroende på stjärnornas massor.

Harvardklassifikationen delar upp stjärnorna i olika spektralklasser. Klassifikationen lyder i fallande skala:

W, O, B, A, F, G, K, M, R, N, S. (Ta med nya undergrupper).

O, B, A, F, G, K och M tillhör de vanliga grupperna medan de övriga är ovanligare typer av stjärnor och dvärgstjärnor.

Denna skala är svår att komma ihåg. Därför kom en forskare vid Harvarduniversitetet på denna passande ramsa:

(Wow) Oh, Be A Fine Girl Kiss Me Right Now Sweetheart.

Denna skala introducerades av Annie Jump Cannon (1863-1941) år 1896 på Harvarduniversitetet. Huvudgrupperna delas för noggrannare klassificering upp i en tiogradig skala; tex B-gruppen går ifrån B0 som är starkast till B9, därefter kommer A0 och så vidare ned till S9.

Klass W är en mycket ovanlig stjärntyp kallad Wolf-Rayet stjärnor efter den tysk respektive fransman som upptäckte stjärntypen. Detta är en stjärna vars solvind har skalat av så mycket av materian att området där fusionen äger rum nästan kan ses. Ytan är här mycket varm, mellan 80000 och 100000 K. Klasserna R, N och S är underklasser och är mycket kalla stjärnor.

Alla spektralklasser har olika temperaturer, färg samt särskilda spektrallinjer i spektrumet. Hos O-stjärnorna med en yttemperatur på ungefär 50000 K så uppträder bland annat joniserat helium. De blå stjärnorna i spektralklass B, med en yttemperatur som varierar mellan 12000 och 25000 K, har absorptionslinjer av väte och helium. A-stjärnorna (10000 K) spektra domineras av vätets Balmerserie. Hos F-stjärnorna (7000 K) börjar metallinjerna att framträda, framförallt kalciumlinjerna. Hos G-stjärnorna, (temperatur: 6000 K), som solen tillhör, har metallinjerna stor intensitet. K-stjärnorna (5000 K) har molekylband som börjar framträda i spektrumet. De kalla orangeröda M-stjärnorna vars temperatur är ungefär 3000 K, har till skillnad från B-stjärnans spektra ett mycket komplicerat spektra med många emissionsband från molekyler, till exempel titanoxid.

HR-diagram baserat på Hipparcosdata (Courtesy Michael Perryman)
20853 stjärnor inom ett par hundra ljusår från Solen vars avstånd är mätta med en noggranhet bättre än 10 % av Hipparcos är inlagd i ett H-R-diagram. De ljusstarka stjärnorna är överrepresenterade. Instabilitetsbandet markerar var variabla stjärnor, speciellt cepheider, ofta är lokaliserade (Courtesy Michael Perryman).


Hertzsprung-Russell diagram som jämför yttemperaturen eller spektraltypen hos stjärnor med deras luminositet eller absoluta magnituder.

Tillbaka till Kosmologikas hemsida Nästa sida