Valid XHTML 1.0 Strict

Hertzsprung-Russell Diagram (HRD)

A csillagokat jellemző paraméterek nem függetlenek egymástól, közöttük különböző empirikus összefüggések léteznek. Kapcsolat van a sugár és az abszolút fényesség, a sugár és a tömeg, valamint a felszíni hőmérséklet és az abszolút fényesség között is. Ezek az összefüggések nem véletlenek, hanem az ún. Vogt-Russell tétel következményei, mint ahogyan ebből származtatható a csillagászat legfontosabb állapotdiagramja, a Hertzsprung-Russell diagram.

Ejnar Hertzsprung 1905-ben vette észre, hogy ugyanahhoz a színképtípushoz különböző abszolút fényességű csillagok tartozhatnak, törpék is és óriáscsillagok is. 1913-ban Henry Norris Russell olyan grafikont rajzolt fel, amelynek vízszintes tengelyén az S p spektráltípust, függőleges tengelyén pedig az MV abszolút fényességet tüntette fel. Azonnal feltűnt, hogy a grafikonon a csillagok különböző ágak mentén, szabályosan helyezkednek el. Az ilyen típusú grafikonoknak a csillagászatban nagy jelentőségük van, s Hertzsprung-Russell diagramnak, vagy röviden HRD-nek hívjuk őket.

A csillagok a HRD-n különböző ágak mentén helyezkednek el. A bal felső saroktól a jobb alsó felé húzódó ágat főágnak, a jobb felső sarokban található csoportosulást pedig óriáságnak nevezzük. A főágbeli csillagok az ún. fősorozati csillagok, míg az óriáság csillagai az ún. óriáscsillagok. A diagramon a bal alsó sarokban is vannak csillagok, ezek kb. 10m-val halványabbak, mint az ugyanolyan színképtípusú fősorozati csillagok, ezért sugaruk is jóval kisebb azoknál. Ezeket a csillagokat fehér törpéknek nevezzük.

Schematic HRD | Sematikus HRD

Sematikus Hertzsprung-Russell diagram.
A csillagok a HRD-n különböző ágak mentén helyezkednek el.

HRD of nearby stars | A legközelebbi csillagok HRD-je

A legközelebbi csillagok HRD-je.
Ezen a diagramon is jól kirajzolódik a főág és az óriáság.

HRD based on Hipparcos measurements | HRD a Hipparcos mérései alapján

Hertzsprung-Russell diagram (HRD).
A 100 pc-nél közelebbi csillagok HRD-je a Hipparcos asztrometriai mesterséges hold mérései alapján. A 100 pc-nél közelebbi csillagokra viszonylag pontos a parallaxis-, s így a távolságmeghatározás is, ezért ezek abszolút vizuális fényessége a látszó fényességből kellő pontossággal kiszámítható. Minél több mezőbeli csillagot ábrázolunk, az ágak annál inkább elmosódnak, de még mindig jól felismerhetők maradnak. Ahalvány csillagok esetén a spektráltípus meghatározása nehéz, ezért a színképtípus helyett szokás a könnyebben mérhető B - V színindexet feltüntetni.

Minél több mezőbeli csillagot ábrázolunk, az ágak annál inkább elmosódnak, de még mindig jól felismerhetők maradnak. Ezért célszerű bizonyos csillagcsoportok - például nyílt és gömbhalmazok - HRD-jét külön elkészíteni. A következő ábrán az M3 gömbhalmaz HRD-je látható. V = 19m és V = 21m között jól megfigyelhető az óriáság. V = 15-16m körül, ami kb. M V = 0 abszolút fényességnek felel meg, látható az ún. horizontális ág, ami a gömbhalmazok szín-fényesség diagramjára jellemző. Mivel a gömbhalmazok idősebbek, mint a nyílt halmazok, a horizontális ágban fejlődésük későbbi fázisában lévő csillagok helyezkednek el. B - V = 0.2 és 0.4 között a horizontális ágban sokkal kevesebb csillag van, mint ettől balra, illetve jobbra. Ezt a részt RR Lyrae űrnek nevezzük, mert itt helyezkednek el az RR Lyrae típusú változócsillagok. Olyan gömbhalmazokban, ahol ilyeneket nem tudunk megfigyelni, az RR Lyrae űr üres.

HRD of globular cluster M3 | Az M3 gömbhalmaz HRD-je

Az M3 gömbhalmaz HRD-je.
Az M3 gömbhalmaz HRD-je 10,000 csillag fotografikus fotometriai adatai alapján. Mivel a gömbhalmaz összes csillaga gyakorlatilag ugyanolyan távolságban van tőlünk, ezért az abszolút vizuális fényesség helyett a látszó fényesség használható.

Valid CSS!