Diagrama de Hertzsprung-Russell
De Viquipèdia
En astronomia, el diagrama de Hertzsprung-Russell (a vegades diagrama H-R) mostra la relació entra la magnitud absoluta i el tipus espectral de les estrelles. Fou creat devers 1910 per Ejnar Hertzsprung i Henry Norris Russell.
El diagrama de Hertzsprung-Russell s'empra per definir els diferents tipus d'estrelles i comparar les previsions teòriques de l'evolució de les estrelles obtingudes per models informàtics amb les observacions d'estrelles reals.
El diagrama existeix en dues formes diferents. Una usada pels observadors mostra la magnitud en funció del color de l'estrella, mentre els teòrics prefereixen utilitzar la temperatura de l'estrella més que el seu color.
Si bé el color d'una estrella depèn essencialment de la seva temperatura, la transformació d'una forma a l'altra no és pas evident i és diferent segons el model emprat, l'edat i la composició química de l'estrella.
Donat que la talla, la lluminositat i la temperatura de la superfície de les estrelles varien molt, es podria creure que estan distribuïdes més o menys uniformement dins el diagrama de Hertzsprung-Russell. Un examen ràpid del diagrama mostra que les estrelles es reparteixen grosso modo en dos grups: la seqüència principal, que conté les estrelles nanes i les estrelles gegantes.
Un tercer grup, menys important, correspon a les nanes blanques.
Taula de continguts |
[edita] Seqüència principal
La seqüència principal és la regió del diagrama de Hertzsprung-Russell on resideixen la majoria d'estrelles, correspon aproximadament a una diagonal que va del racó superior de l'esquerra (calent i lluminós) al racó inferior dret (fred i poc lluminós).
Les estrelles que es troben en aquesta regió estan dins la seva fase evolutiva durant la qual consumeixen l'hidrogen del seu nucli. Durant aquesta fase les estrelles estan dins un estat estable en que la seva estructura canvia únicament a causa de la modificació progressiva de la seva composició química. Com que el procés de “combustió” de l'hidrogen és molt lent, les estrelles passen la major part de la seva vida dins la seqüència principal.
La dispersió de les estrelles en torn a la seqüència principal es deguda a moltes raons. Un dels factors més importants és la incertesa de les observacions; aquestes incerteses afecten principalment a la distància de l'estrella en qüestió però concerneix també a les estrelles binàries no o mal identificades per elles mateixes. De totes maneres observacions perfectes menarien a una extensió de les estrelles en torn a una seqüència principal ideal, perquè la massa no és pas l'únic factor. En efecte, la composició química d'una estrella i l'estat evolutiu determinen també la seva posició dins el diagrama, així com la presència de companys pròxims, la rotació de l'estrella o la presència de camps magnètics per no esmentar més que alguns paràmetres.
[edita] I Supergegantes
Son estrelles molt massives i lluminoses quasi al final de les seves vides. Es classifiquen com a Ia o Ib. Ia representa les mes brillants d'aquestes estrelles. Aquestes estrelles són molt rares; només una de cada milió són supergegantes.
[edita] II Gegantes brillants
Són estrelles gegantes molt lluminoses.
[edita] III Gegantes normals
Aquestes estrelles són, principalment, estrelles poc massives al final de les seves vides que han augmentat el seu radi fins esdevenir estrelles gegantes. Aquesta categoria també inclou algunes estrelles molt massives evolucionant en el seu camí per arribar al estatus de supergegantes.
[edita] IV Subgegantes
Són estrelles que evolucionen cap a gegantes o supergegantges.
[edita] V Nanes
Comprèn totes les estrelles normals que obtenen la seva energia de la fusió de l'hidrogen. Aquestes estrelles estan la major part de les seves vides en aquesta categoria abans de evolucionar. Les de la classe O i B d'aquesta categoria són actualment molt brillants i lluminoses amb un esclat generalment superior a la majoria de les estrelles gegantes. El nostre Sol està en aquesta categoria.
