04.+HR-diagram+og+livet+på+hovedserien

=HR-diagrammet og livet på hovedserien= == HR-diagrammet:

HR-diagrammet er et diagram der man plasserer stjerner utifra effekt (y-aksen) og overflatetemperatur på stjerna (x-aksen). Fordi overflatetemperaturen bestemmer hvor på spekteret lyset fra stjerna ligger, har vi kunnet legge spekteret og overflatetemperatur som samme akse. Det er derfor overflatetemperaturen øker mot venstre i diagrammet. I tillegg har vi delt inn spekteret i forskjellige spektralklasser. Disse heter O B A F G K M. Huskeregel: Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me. O- og B- stjerner har tydelige spektrallinjer fra helium, A- og F- stjernene har de sterkeste hydrogenlinjene. I G- og K- stjernene er det markerte linjer fra metaller. M- stjernene viser mollekyllinjer. Hvis vi ser på y-aksen ser vi altså den utstrålte effekten til stjernene. Fordi den utstrålte effekten til stjernene varierer veldig fra stjerne til stjerne, har har vi en logaritmisk skala på y-aksen. Vi bruker vår egen sol som utgangspunkt og sier at den har utstrålt effekt lik 1.

Når vi ser på forskjellige stjerner rundt om i verdensrommet og undersøker den utstrålte effekten deres, i tillegg til overflatetemperaturen deres, og setter informasjonen inn som prikker på HR-diagrammet, danner det seg et slags diagonalt bånd med stjerner. Dette båndet kaller vi hovedserien. Omtrent 90% av stjernene vi kjenner til ligger her. Øverst til høyre i diagrammet finner vi såkalte kjemper og superkjemper. Kjempene og superkjempene har høy utstrålt effekt, men likevel lav overflatetemperatur. Det betyr at mye energi blir fremskaffet på disse sjernene, uten at overflatetemperaturen er spesielt høy til stjerner å være. Utifra dette skjønner vi at kjempene og superkjempene må være veldig store. Nederst til venstre i diagrammet har vi de hvite dvergene. Her er overflatetemperaturen høy, men effekten er likevel ganske lav. Vi kan fastslå at disse stjernene er veldig små i stjerneskala. De er i samme størrelsesorden som jorda.



Livet på hovedserien:

Energien fra stjernene kommer av fusjon. Det er to typiske fusjoner som skjer i hydrogen stjerner. Først kan vi ta for oss den typen fusjon som skjer i de minste stjernene. Dette gjelder for stjerner som er 1,5 ganger størrelsen på sola eller mindre. Den foregår slik og kalles proton-proton-kjeden: To protoner, altså to hydrogenkjerner, fusjonerer. Vi får da en hydrogenkjerne med to kjernepartikler, et nøytrino og et positron. Videre fusjonerer et proton med denne hydrogenkjernen, slik at vi får en heliumkjerne med tre kjernepartikler, og gammastråling. To slike heliumkjerner med nukleontall 3 fusjonerer til en heliumkjerne og to protoner. I alt fusjonerer fire protoner til en heliumkjerne, og noe masse blir omdannet til energi.



Den andre måten en stjerne kan fusjonere på krever enda høyere temperatur. Derfor er dette den typiske fusjonen for soler som er 1,5 ganger så stor som sola, eller større. Den kalles karbonsyklusen: Denne reaksjonen går i det store og det hele ut på det samme som den første fusjonen. I alt fusjonerer fire protoner til en heliumkjerne, og noe masse blir omdannet til energi. Karbonsyklusen har riktignok en karbonkjerne med som katalysator. Dette er grunnen til at det kreves høyere temperatur, fordi protonene i de forskjellige kjernene frastøtes med mer kraft der det er mange protoner. Den høye temperaturen sørger for nok energi til å motvirke frastrøtningskraften til større atomkjerner som karbon.



Store stjerner, som også har stor masse, er de stjernene med høyest temperatur og flest fusjoner per tidsenhet. Dette betyr at de største stjernene som regel har kortest levetid, fordi de «bruker opp brennstoffet» sitt fortest. De stjernene med kortest levetid kan vare ned mot en million år, mens de stjernene med lengst levetid har man beregnet at har levetid som kommer til å vare lengre enn tidsperioden universet har eksistert så langt (ca 13,7 milliarder år).