12.4 – H-R diagrammet er nøglen til forståelsen af stjerner

Næste skridt i forståelsen af stjerner, er at søge efter mønstre i deres egenskaber. De første astronomer der tog dette skridt, var Ejnar Hertzsprung (1873-1967) og Henry Norris Russel (1877-1957). I begyndelsen af det 20. århundrede (fra 1906 til 1913), studerede Hertzsprung og Russel selvstændigt fra hinanden, stjernernes egenskaber. Hver af dem, indskrev stjernernes luminositeter i forhold til en bestemt måling af deres overfladetemperatur. Det resulterende kort, er omtalt som Hertzsprung-Russel diagrammet, eller blot H-R diagrammet.

H-R diagrammet

H-R diagrammet, er et af de mest anvendte og nyttige diagrammer i stjerneastronomi. Alt om stjerner, fra deres dannelse til deres alder og eventuelle død, diskuteres ved hjælp af H-r diagrammet (se figur 12.16). Overfladetemperaturen for stjerner, er tegnet på den vandrette akse (x-aksen), men den er tegnet baglæns: Temperaturen starter højt på venstre side af diagrammet og falder som man bevæger sig mod højre. Varme, blå stjerner er i venstre side af H-R diagrammet; køligere røde stjerner, er mod højre. Temperaturen er indtegnet logaritmisk. Et trin langs x-aksen fra et punkt der repræsenterer en stjerne, med en overflade temperatur på 30.000 K til en stjerne med en overfladetemperatur på 10.000 K (det vil sige en temperaturændring på en faktor 3), er det samme som et trin mellem punkter der repræsenterer en stjerne med en temperatur på 10.000 K til en stjerne med en temperatur på 3.333 K (også en faktor 3 ændring). Astronomer markerer ofte også temperatur-aksen med spektralklasser eller farveindeks for stjerner.

Stjernernes luminositet er indtegnet langs den lodrette akse (y-aksen). Stjerner med høj luminositet ligger mod toppen af diagrammet, om stjerner med lavere luminositet ligger mod bunden. Ligesom med temperatur-aksen, indtegnes luminositeten logaritmisk. I dette tilfælde, svare hvert trin langs aksen til en faktor 10 i luminositet. For at forstå, hvorfor indtegningen er lavet på denne måde, så husk på at de stjerner med den største luminositet er 10 milliarder gange mere lysende end de stjerner med den laveste luminositet, og alligevel skal alle disse stjerne passe ind i samme afbildning. Nogle gange er luminositets-aksen mærket med den absolutte størrelsesklasse i stedet for luminositet.

H-R diagrammet, fortæller astronomer mere end blot overfladens temperatur og stjernernes luminositet. Husk, at hvis temperaturen og luminositeten af en stjerne er kendt, kan man beregne dens radius. Fordi hvert punkt i H-R diagrammet er angivet ved en overfladetemperatur og en luminositet, vil luminositet-temperatur-radius forholdet også give en radius på en stjerne på det tidspunkt. For eksempel er en stjerne i øverste højre hjørne af H-R diagrammet meget kølig, hvilket ifølge Stefan-Boltzmanns lov betyder, at hver kvadratmeter overflade, kun udsender en lille mængde energi. Men samtidig, har denne stjerne en meget høj luminositet. En sådan stjerne skal være enorm, for at tage højde for dens generelle høje luminositet, på trods af den svage stråling der kommer fra hver kvadratmeter af dens overflade. Omvendt er en stjerne i nederste venstre hjørne af H-R diagrammet meget varm, hvilket betyder, at en stor mængde energi kommer fra hver kvadratmeter af dens overflade. Denne stjerne har imidlertid en meget lav samlet luminositet. Derfor kan dens overflade ikke være ret stor. Stjerner i nederste venstre hjørne af H-R diagrammet, er små.

I H-R diagrammet, betyder det at gå op og mod højre, større og større stjerner. Ved at bevæge sig ned og mod venstre, betyder mindre og mindre stjerner. Alle stjerne med samme radius, ligger langs linjerne, som løbet på tværs af H-R diagrammet, fra øverst til venstre og ned mod højre, som vist i figur 12.16.

Som en erfaren landmåler, der ”ser” på landets leje når han kigger på et topografisk kort, eller en klassisk musiker ”hører” rytmerne og harmonierne, når han kigger på et ark med noder, skal du nå til det punkt, hvor du automatisk ”ser” en stjernes egenskaber – dens temperatur, farve, størrelse og luminositet – ved blot at kigge på dens placering i H-R diagrammet.

Hovedserien er det store mønster i stjerners egenskaber

Figur 12.17 viser 16.600 nærliggende stjerner, indtegnet i et H-R diagram. Dataene er baseret på observationer opnået fra Hipparcos-satellitten. Et hurtigt kig på dette diagram, afslører straks en bemærkelsesværdig kendsgerning. I stedet for at strække sig ud over hele diagrammet, ligger omkring 90 procent af stjernerne på himlen, langs en veldefineret sekvens, der løber hen over H-R diagrammet fra nederst mod højre til øverst mod venstre. Denne sekvens af stjerner, kaldes hovedserien. I den venstre ende af hovedserien, er O-type stjernerne: varmere, større og kraftigere lysende end Solen. I højre ende er M-type stjernerne: køligere, mindre og svagere lysende end Solen. Placeringen af en stjerne i hovedserien, angiver dens omtrentlige luminositet, overfladetemperatur og størrelse.

Astronomer bestemmer, om en stjerne er en hovedserie stjerne, ved at se på absorptions-linjerne i dens spektrum, og identificere dens spektralklasse. Spektralklassen eller farven, angiver stjernens temperatur. Placeringen af en sådan hovedseriestjerne i H-R diagrammet, bestemmes unikt af dens temperatur. For denne placering, kan luminositeten aflæses fra diagrammets y-akse. Fra dens luminositet og tilsyneladende lysstyrke, giver den omvendte kvadrede lov om stråling, stjernens afstand (hvor langt væk skal en stjerne med en bestemt luminositet være, for at have den målte lysstyrke?). Denne metode til bestemmelse af afstande til stjerner, kaldes spektroskopisk parallakse (på trods af lighederne mellem navnene, er denne metode meget forskellig fra parallaksemetoden, hvor der anvendes geometri, som vi så på tidligere i kapitlet). Spektroskopisk parallakse, anvendes til at måle afstanden til stjerner, der ligger længere væk end et par hundrede lysår. Parallakse og spektroskopisk parallakse, er de første to skridt langs en tankegang, der vil opbygge en viden om afstande, helt til kanten af det observerbare univers.

Figur 12.18 udgør et andet vigtigt punkt for astronomien, såvel som for andre videnskaber – nemlig at den undersøgte prøve kan påvirke konklusionerne. De røde prikker, repræsenterer 46 af stjernerne, som er nærmest Solen; de blå prikker, repræsenterer det kraftigst lysende stjerner, som kan ses på Jordens himmel. Der er mange flere kølige, stjerner med lav luminositet, end der er varme stjerner med høj luminositet. Kun kølige stjerner med lav luminositet, er synlige nær Solen, men prøven fra de kraftigst lysende stjerner på himlen, giver et meget andet billede. Selvom disse stjerner er meget længere væk, så er de så kraftigt lysende, at de dominerer nattehimlen. Tænk på, hvor forskelligt dit indtryk af stjernernes egenskaber ville være, hvis alt du kendte til, var de nærmeste stjerner, eller hvis alt du kendte til var de kraftigst lysende stjerner. Ingen af disse grupper repræsenterer alene nøjagtigt, hvilke stjerner der er som helhed, men de nærmeste stjerner giver en meget god gruppe, fordi kraftigt lysende stjerner, der dominerer gruppen for de kraftigst lysende stjerner, er sjældne. Uanset om du er en astronom, der studerer stjernernes egenskaber, eller en der udfører politiske meningsmålinger som måler befolkningens følelser, afhænger gyldigheden af resultaterne, af den omhu hvormed du udvælger den gruppe (af stjerner eller personer), du studerer. Hvis astronomer foretog en afstemning, ville de være meget bedre til at interviewe de nærmeste stjerner, end de kraftigst lysende.

Tilføjelse af masse til billedet, gør H-R diagrammets hovedserie endnu mere interessant. Stjernernes masser, stiger jævnt fra nederste højre hjørne til øverste venstre hjørne, langs hovedserien. De svage, kølige stjerner på højre side af hovedserien, har lave masser; de klare, varme stjerner på venstre side af hovedserien, har høje masser. Sagt på en anden måde, viser massen af en hovedseriestjerne, dens placering i hovedserien og dermed stjernens omtrentlige temperatur, størrelse og luminositet. Hvis en hovedseriestjerne er mindre massiv end Solen, er den mindre, køligere, mere rød og mindre lysende end Solen; den er placeret under Solen til højre i hovedserien. Hvis en hovedseriestjerne er mere massiv end Solen, er den større, varmere, mere blå og mere lysende end Solen; den er placeret over Solen til venstre i hovedserien. Massen af en stjerne bestemmer, hvor stjernen vil ligge i hovedserien.

Det er så vigtigt at understrege, hvor vigtigt dette resultat er, så vi lige tager det en gang til: for stjerner med lignende kemisk sammensætning, er det massen for en hovedseriestjerne, der alene afgør alle dens øvrige egenskaber. Massen (og den kemiske sammensætning) for en hovedseriestjerne afgør, hvor stor den er, hvad dens overfladetemperatur er, og hvor stor dens luminositet er, som figur 12.20 illustrerer – såvel som hvordan dens indre struktur er, og hvor lang tid den vil leve, hvordan den udvikler sig, og hvordan dens endelige skæbne bliver.

Dette forhold, er muligvis det vigtigste og grundlæggende forhold i al astrofysik. Hvis der er en vis mængde og type materiale til at lave en stjerne, er der kun en type stjerne der kan laves. Som vi fortsætter med at se på de fysiske processer, der giver en stjerne sin struktur, vil dette udsagn give endnu mere mening. En stjerne er en ”kamp” mellem tyngdekraften (der forsøger at trække stjernen sammen) og den energi, der frigives af de nukleare reaktioner i stjernens indre (der forsøger at blæse den fra hinanden). Stjernens masse, bestemmer styrken af dens tyngdekraft, som igen bestemmer, hvor meget energi der skal genereres i dens indre, for at forhindre stjernen i at falde sammen under sin egen vægt. Stjernens masse bestemmer, hvornår denne ligevægt nås.

Ikke alle stjerner er hovedseriestjerner

Før vi afslutter vores gennemgang af de observerede egenskaber for stjerner, skal vi påpege, at selvom 90 procent af stjernerne er hovedseriestjerner, er nogle det ikke. Nogle stjerner findes i den øverste højre del af H-R diagrammet, et godt stykke over hovedserien. Denne position indikerer, at de er store, kraftigt lysende, kølige kæmper, med en radius på hundreder elle tusinder gange Solens radius. Hvis Solen var en sådan stjerne, ville dens atmosfære opsluge banerne for de indre planeter, herunder Jordens. På den anden ekstreme side, findes stjerner i det nederste venstre hjørne af H-R diagrammet, der kan sammenlignes med Jordens størrelse. Deres små overfladearealer forklarer, hvorfor de har så lave luminositeter, på trods af at de har temperaturer der kan konkurrere eller endda overstige, overfladetemperaturerne for de varmeste hovedseriestjerner af O-typen.

Hvordan kan astronomer se, hvilke stjerner der ikke er medlemmer af hovedserien? Stjerner, der ligger uden for hovedserien i H-R diagrammet, kan identificeres ved deres luminositeter (bestemt af deres afstand), eller ved små forskelle inden for deres spektralklasse. Bredden af en stjernes spektrallinjer, er en indikator for gassens tæthed og overfladetrykket i stjernens atmosfære. Disse oppustede stjerner, der ligger over hovedserien, har atmosfærer med lavere densitet og lavere overfladetryk og indsnævrede absorptionslinjer, sammenlignet med hovedseriestjerner.

Det er vigtigt for astronomer at vide, hvor henne stjernen ligger i H-R diagrammet. Når man for eksempel bruger H-R diagrammet til at estimere afstanden til en stjerne ved hjælp af spektroskopisk parallaksemetoden, skal de vide, om stjernen er i, over eller under hovedserien, for at kunne få stjernens luminositet. Spektrallinje-bredderne fra stjerner der er både i og uden for hovedserien, angiver deres luminositetsklasse, hvilket giver stjernens størrelse. Luminositets-klassen er defineret som følger: superkæmpestjerner er luminositets-klasse I, klare kæmper, er klasse II, kæmper er klasse III, subkæmper er klasse IV, hovedseriestjerner er klasse V, og hvide dværge er klasse WD. Luminositetsklasserne I-IV, ligger over hovedserien, mens klassen WD ligger under og til venstre for hovedserien (se figur 12.21). Den fuldstændige spektralklassificering af en stjerne, indeholder både dens spektralklasse (der angiver dens temperatur og farve) og dens luminositetsklasse (der angiver dens størrelse).

Nogle ikke-hovedseriestjerner, varierer i luminositet, og luminositet-temperatur-radius-forholdet indikerer, at deres temperatur og størrelse (radius) også ændres. Vi vender tilbage til disse stjerner i et senere kapitel, når vi ser på stjerners udvikling.

Eksistensen af hovedserien, sammen med den kendsgerning, at en hovedseriestjernes masse bestemmer, hvor i hovedserien den vil ligge, er et vigtigt mønster, der peger på muligheden for en dyb forståelse af, hvad stjerner er og hvordan de ”lever”. På samme måde, rejser eksistensen af stjerner der ikke følger dette mønster, endnu flere spørgsmål. Hvad er det omkring en stjerne der afgør, om den er en del af hovedserien? I de årtier der fulgte opdagelsen af hovedserien, tiltrak få problemer i astronomien sig mere opmærksomhed end disse spørgsmål. Svarene på dem, viste sig at være lige så grundlæggende som stjernepionererne Annie Jump Cannon, Ejnar Hertzsprung og Henry Norris Russel, nogensinde kunne have håbet. I de kommende kapitler, vil du lære at hovedserien er den afgørende ledetråd til, hvad stjerner er og hvordan de virker, og at stjerner uden for hovedserien afslører, hvordan stjerner dannes, hvordan de udvikler sig, og hvordan de dør. Tabel 12.3 opsummerer de teknikker, som astronomerne bruger til at om bestemte typer stjerner, som for eksempel nærliggende stjerner og binære stjerner.

Næste afsnit →