H-R dijagram i temeljne osobitosti zvijezda
Jedna od najvažnijih sistematizacija zvijezda je tzv. HertzsprungRussellov dijagram (skraćeno HR dijagram). Prvi su ga sačinili E. Hertzsprung i H.N. Russell, 1913. godine.
Zvijezde se u dijagram ucrtavaju s obzirom na spektralni tip (tj. efektivnu temperaturu ili indeks boje) i apsolutnu zvjezdanu veličinu (M), koja je mjera luminoziteta zvijezda. U HR dijagramu (sl.2) zvijezde nisu raspoređene nasumce, već zauzimaju posebna područja. Najviše ih je na glavnom nizu. Općenito je luminozitet zvijezda razmjeran njihovoj površinskoj temperaturi i površini. Tako su zvijezde glavnog niza, koje pripadaju spektralnom tipu O, relativno velike u usporedbi sa zvijezdama tipa F, ili npr. K i M. Međutim, zvijezde glavnog niza općenito su malih dimenzija pa se često nazivaju i patuljastim zvijezdama. Neke zvijezde grupiraju se u desnom dijelu iznad glavnog niza. Njihov luminozitet je velik, ali im je površinska temperatura malena. Takav položaj u HR dijagramu posljedica je činjenice što se radi o velikim zvijezdama. Naime, bez obzira što one imaju istu površinsku temperaturu kao zvijezde glavnog niza jednakog spektralnog tipa, luminozitet ovih zvijezda je znatno veći uslijed njihove veće površine (vidjeti izraz (6) za StefanBoltzmannov zakon). Stoga se ove zvijezda nazivaju crvenim divovima, a one najsjajnije naddivovima. Slično u HR dijagramu nalazimo na skupinu zvijezda visoke površinske temperature i relativno malog luminoziteta. Radi se o zvijezdama male površine, tzv. bijelim patuljcima.
Sl. 2 HR dijagram
Kod ucrtavanja zvijezda u HR dijagram neophodno je poznavati apsolutnu magnitudu zvijezde (može se izračunati iz poznate prividne veličine i udaljenosti zvijezde) i spektralni tip zvijezde. Samo kod malog broja zvijezda moguće je neposredno izmjeriti paralaksu. Međutim, jednom konstruirani HR dijagram može poslužiti za određivanje udaljenosti dalekih zvijezda, koje pripadaju glavnom nizu. Naime, odredimo li metodama spektralne analize tip zvijezde, iz HR dijagrama je moguće neposredno odrediti apsolutnu veličinu zvijezde. Tada se, uz poznavanje prividne veličine, udaljenost zvijezde može izračunati pomoću izraza (3). Ovaj se postupak naziva metodom spektroskopske paralakse. Razlika prividne i apsolutne veličine neke zvijezde (m M) poznata je kao modul udaljenosti. Kod primjene metode spektroskopske paralakse bitno je uvjeriti se da odabrana zvijezda pripada glavnom nizu. Određivanje samo spektralnog tipa nije dovoljno, jer moguće je npr. da se radi o zvijezdi, koja je div i koja ne pripada glavnom nizu. Dvojbu razrješava spektralna analiza. Naime, jakost pojedinih spektralnih linija osjetljiva je na temperaturu, ali također ovisi i o zastupljenosti pojedinih kemijskih elemenata i elektronskom tlaku u zvjezdanoj atmosferi. Potonji značajno ovisi o tome radi li se o patuljastoj zvijezdi ili divu. Dakle, pored toga što o temperaturi zvijezde ovisi koje će spektralne linije dominirati, spektri zvijezda istog spektralnog tipa razlikuju se u ovisnosti o veličini zvijezde, na temelju čega je moguće ustanoviti radi li se o zvijezdi glavnog niza. Spomenimo da sofisticirane metode spektralne analize omogućuju spoznavanje fizikalnih uvjeta u atmosferama zvijezda, zastupljenost kemijskih elemenata, postojanje magnetskog polja i drugo. Spektralna analiza omogućuje i određivanje brzine vrtnje zvijezda. Uslijed Dopplerova efekta profili spektralnih linija su prošireni. Opažanja ukazuju da zvijezde viših površinskih temperatura općenito brže rotiraju.
Dimenzije zvijezda uključene su u tzv. MK luminozitetnoj klasifikaciji zvijezda, koja sadrži sedam zvjezdanih tipova, označenih rimskim slovima:
- I – naddivovi
- II – sjajni divovi
- III – (normalni) divovi
- IV – poddivovi
- V – zvijezda glavnog niza (patuljaste zvijezde)
- VI – podpatuljci
- VII – bijeli patuljci
Ovom klasifikacijom nisu obuhvaćeni svi tipovi zvijezda.
Kod zvijezda glavnog niza ustanovljena je i ovisnost masaluminozitet (spomenimo npr. Eggenov rezultat: L ~ M3,1), kao i ovisnost mase (a također i luminoziteta) o polumjeru zvijezde.