Hertzsprung-Russell diagrammet

 

En stjärnas lumniositet (ljusstyrka, ungerfär) beror på två saker:
1. Stjärnans spektralklass/yttemperatur. En het stjärna strålar mer än en sval stjärna.
2. Stjärnan storlek.
Om man tänker på det blir det lite lättare att förstå HR-diagrammet.


Det som jag beskriver här är en normal stjärnas liv, en stjärna som har ungefär samma massa som solen. Om stjärnan är t.ex. 5-6 ggr tyngre än solen kommer den inte att följa samma linje.
Lite mer "exotiska" typer följer inte heller samma utvecklingslinje. Röda dvärgar hälle sig nere i det högra hörnet i stort sett hela sitt liv. En röd dvärg är ju sval (av färgen att döma, spektralklass M) och liten (då kommer lumiositeten att vara låg). Då förstår man att en röd dvärg hör hemma i det nedre högra hörnet.

Då kärnreaktionerna har "tänt" stjärnan kommer den att gå in på huvudserien vid "A". Under större delen av sitt liv kommer den sedan att röra sig upp mot "B" men hålla sig ungefär på huvudserien.
Hur lång tid det tar innan den har hunnit till "B" på huvudserien varierar väldigt mycket. Ju större stjärna, ju snabbare går det. Vår sol är ungefär mitt på huvudserien och förväntas ha en livslängd på huvudserien på ca 10 miljarder år. Stärnan Vega är också en stjärna på huvudserien men har kommit lite längre än vi.
Ungefär vid "B", det varierar något, kommer stjärnan att lämna huvudserien och svänga mot "C" i diagrammet. Stjärnan har nu blivit en röd jätte, men exakt var bland jättarna den hamnar beror bl.a. på dess massa. Det är i detta skede som stjärnan kaster ut stora mängder materia i en planetarisk nebulosa. För massiva stjärnor som slutar som supernovor slutar livslinjen ungefär här.
Sedan stjärnan har slutat kasta ut materia i rymden krymper den och blir samtidigt hetare. Det innebär att den rör sig mot "D" i diagrammet. Stjärnan fortsätter att krympa till en vit dvärg och befinner sig då vid "E" i diagrammet. Där stannar den mycket länge, det är först då den efter en lång tid börjar svalna som den börjar röra sig åt höger mot "F".

 


Under tiden stjärnan befinner sig på huvudserien förbränner den väte till helium.
När vätet börjar vara slut övergår stjärnan till att förbränna helium till tyngre grundämnen och sväller då upp till en röd jätte. Stjärnans absoluta ljusstyrka ökar då trots att temperaturen i stjärnans yttre lager sjunker. Det bero på att stjärnan är så mycket större då.
När stjärnan har passerat stadiet som röd jätte sjunker den tillbaka genom huvudserien och slutar sitt liv som en vit dvärg i det nedre vänsta hörnet i diagrammet.

Detta gäller endast för "normala" stjärnor. De mer "exotiska" typerna följer inte denna bana genom diagrammet. Värdena på axlarna ska inte tas bokstavligt, de finns bara där för att visa principen.

Parkinsonförbundet