Hertzsprung-Russelldiagram

De verticale as van een Hertzsprung-Russelldiagram toont de helderheid van de sterren, alsof ze allemaal vanaf dezelfde afstand worden gemeten. Een andere term hiervoor is absolute magnitude. Hoe helderder een ster is, hoe hoger hij op deze grafiek staat.

Op de horizontale as staat de oppervlaktetemperatuur van de sterren. De temperaturen gaan echter omlaag, niet omhoog, naarmate je naar rechts gaat. Dat wil zeggen dat links in het diagram sterren staan met de hoogste oppervlaktetemperaturen (meer dan 30.000 Kelvin), terwijl rechts sterren staan met temperaturen van slechts 3000K.

In het algemeen houdt de temperatuur van een ster verband met zijn kleur. Bovenaan de grafiek staan, naast de temperaturen, de spectraalklassen. De heetste sterren zijn blauwwit (klasse O), die met de middelste temperaturen zijn geel (klasse G) en de koelste zijn rood (klasse M). (Als we het over "koelste" sterren hebben, moeten we ons natuurlijk realiseren dat de laagste temperatuur voor een ster bijna 5000 graden Fahrenheit is).

Toen de Hertzsprung-Russell-diagrammen begin 1900 werden ontwikkeld, wisten de astronomen nog niet hoe ze de temperatuur van een ster konden bepalen. In de eerste diagrammen werd de absolute helderheid van sterren (waarbij één optellen betekende dat de helderheid ongeveer tweeënhalf keer zo klein werd) uitgezet tegen de kleur, weergegeven door de spectraalklassen van blauwwit tot rood.

Zoals je ziet, hebben sterren de neiging om alleen in bepaalde gebieden van het diagram te vallen wanneer je ze op deze manier grafisch weergeeft. Alle sterren in een bepaald gebied van het Hertzsprung-Russell-diagram hebben dezelfde helderheid en temperatuur. Het belangrijkste gebied waar sterren voorkomen is de diagonale gebogen lijn, die van linksboven (heet en helder) naar rechtsonder (koeler en minder helder) loopt. Dit wordt de hoofdreeks genoemd. Boven de hoofdreeks bevindt zich nog een gebied met de rode reuzen. Daaronder bevindt zich een gebogen lijn die de witte dwergen voorstelt.

Deze verzamelingen van sterren naar helderheid en temperatuur zijn belangrijk wanneer we het over sterevolutie hebben. In het algemeen ontstaan sterren in de hoofdreeks. (Als we zeggen "in de hoofdreeks" bedoelen we natuurlijk eigenlijk "met een helderheid en een temperatuur die hen in de hoofdreeks op een Hertzsprung-Russell-diagram doet plaatsen"). Na miljarden jaren groeien ze uit tot rode reuzen. Dan, na nog eens één of twee miljard jaar, krimpen ze tot witte dwergen.

Pas in de jaren 1930 en 1940 begonnen wetenschappers de rol van kernfusie te begrijpen bij het ontstaan en in stand houden van sterren zoals onze zon. Tegenwoordig worden Hertzsprung-Russell-diagrammen gebruikt om de stellaire evolutie in beeld aan studenten te presenteren. Ze worden niet veel meer gebruikt om nieuwe wetenschappelijke theorieën te ontwikkelen.

Op een Hertzsprung-Russell-diagram staat onze zon heel dicht bij het midden van de hoofdreeks op het snijpunt van lichtkracht 1 en temperatuur 5780K. Daarom is de zon klasse G of een "gele ster").