H – R Dijagram

H – R dijagram

Hercšprung – Raselov dijagram je grafička sistematizacija zvezda po njihovoj spektralnoj klasi i apsolutnoj veličini, nazvan je po svojim autorima Ejnar Heršprungu i Henriju Raselu. Otkriven je početkom XX veka. Vremenom je dobijao sve veći značaj da bi najzad postao jedan od najznačajnijih dijagrama u astrofizici. Nezavisna istraživanja astronoma pokazala su da su boja i spektralna klasa zvezde pokazivači njene temperature.

Kada se na dijagram na apscisnu osu nanesu veličine određene temperaturom a na ordinatnu osu mere sjaja zvezde primećuje se da zvezde nisu nasumično raspoređene već da postoji težnja ka izvesnom grupisanju.

Slika 1. Pokazuje da najveći broj zvezda na H-R dijagramu grupisan u jednu traku, dok ih je znatno manje iznad i ispod te trake. Ta traka se naziva glavni niz. Počinje od gornjeg levog ugla dijagrama u kome su najtoplije zvezde i ide prema donjem desnom uglu ka zvezdama slabog sjaja i niske temperature. Najsjajnije zvezde van glavnog niza su superdžinovi i sjajni džinovi koji se nalaze u skoro svim spektralnim klasama. U donjem levom uglu nalaze se beli patuljci. To su male zvezde visokih temperatura i vrlo slabog sjaja. Sjaj zvezde je određen sa dva parametra, temperaturom i radijusom. Zvezde unutar iste spektralne klase zbog velike razlike u dimenzijama se mnogo razlikuju po sjaju, kod ovih zvezda radijusi su ili izuzetno veliki ili ekstremno mali. Zbog toga se u oblasti hladnih zvezda nalaze sjajni džinovi a u oblasti vrelih zvezda beli patuljci slabog sjaja. Nazivi džinovi i patuljci su uvedeni zato što je za istu spektralnu klasu sjaj zvezde određen njenim radijusom. Tako je 1943. godine uvedena dvoparametarska klasifikacija MK. Jedan njen parametar je spektralna klasa dok je drugi luminoznost. Po drugom parametru zvezde su svrstane u sedam klasa luminoznosti:

• Superdžinovi
• Sjajni džinovi
• Džinovi
• Subdžinovi
• Zvezde glavnog niza
• Subpatuljci
• Beli patuljci

Razlike u spektrima zvezda iste spektralne klase, a različitih klasa luminoznosti su mnogo manje nego među spektrima zvezda raznih spektralnih klasa.