באסטרונומיה, דיאגרמת הרצשפרונג־ראסל היא תרשים הקושר את הבהירות המוחלטת של כוכב לטמפרטורת פני השטח שלו, ובכך גם לצבע שלו. כשמסדרים את הכוכבים בשמים בדיאגרמה כזו, מתברר שרובם מסודרים לאורכה של עקומה הנקראת הסדרה הראשית. את הדיאגרמה הציעו ופיתחו האסטרונומים איינר הרצשפרונג והנרי נוריס ראסל בשנת 1910.
חשיבותה של דיאגרמת HR (כפי שהיא נקראת לשם הקיצור) טמונה בכך שהיא ממקדת את תשומת הלב בשני הפרמטרים החשובים ביותר המתארים כוכב מכוכבי השמיים. הפרמטר הראשון הוא ההארה או הבהירות המוחלטת (המוצגת בציר האנכי) את הבהירות המוחלטת ניתן לחשב מתוך הבהירות הנצפית ומרחקו של הכוכב מאיתנו (שבתורו מחושב משתי תצפיות של הבהירות הנצפית במקומות שונים), ההארה קשורה לשטח הפנים של הכוכב. הפרמטר השני הוא טמפרטורת פני השטח של הכוכב, זו קשורה לצבעו בהתאם לקרינת גוף שחור. ציר הערכים של הטמפרטורה מסודר הפוך כך שלקראת ראשית הצירים הטמפרטורה היא המקסימלית.
ישנן שיטות רבות לקביעת ערכים אלו, טמפרטורת הכוכב ניתנת למדידה על ידי ספקטרוסקופיה וכן על ידי מציאת אינדקס הצבע של הכוכב. מדידת ההארה מסובכת יותר ודורשת ידיעת המרחק אל הכוכב ואת רדיוסו, לכן ישנה חשיבות רבה לדיאגרמות HR של צבירים המספקים מעין סביבת מעבדה בה יש כוכבים רבים שמרחקם מכדור הארץ שווה בקירוב.
הדיאגרמה היא כלי עזר במיון הכוכבים לסוגים שונים. היא משמשת, בין השאר, להשוואה של מודלים תאורטיים על התפתחות של כוכבים, עם תצפיות בכוכבים כפי שהם. מיקומו של כוכב על התרשים תלוי בראש וראשונה במסה שלו בהיוולדו, ובגילו. כוכבים שמסתם ההתחלתית קטנה מ־0.3 מסות שמש יכנסו לדיאגרמה כננסים אדומים מטיפוס M. כוכב שמסתו קרובה לשל השמש, יתחיל את חייו גבוה יותר, כטיפוס G. כוכבים כבדים עוד יותר יתחילו גבוה יותר בתרשים. כוכב טיפוסי כזה ינוע במהלך חייו כלפי מטה לאורך הסדרה הראשית, עד שהוא מסיים את היתוך המימן שלו, חי תקופה קצרה כענק אדום, ומתקרר במהירות.
ככל שמסת הכוכב גדולה יותר, קצב ההיתוך הגרעיני גדול יותר, ולכן חייו קצרים יותר. לננסים אדומים שמסתם כעשירית ממסת השמש יש משך חיים משוער של 100 מיליארד שנים, בעוד שלכוכב דמוי השמש יש אורך חיים של 10 מיליארד שנים. לכוכבים בעלי מסה גדולות מ־10 מסות שמש משך חיים קצר מאוד של כ־100 מיליון שנים ועל־ענקים לא ישרדו יותר מ־10 מיליון שנים.
קשר בין גדלים שונים בדיאגרמה.
מידת ההארה של כוכב היא למעשה שטף האנרגיה (ליחידת שטח ליחידת זמן) המתקבל מכוכב נתון. ניתן לחשב גודל זה כך: formula_1, כאן formula_2 הוא קבוע סטפן־בולצמן (קבוע הקרינה) ו־formula_3 היא הטמפרטורה בקלווין (K).
כדי לדעת מהי הארת הכוכב, נכפיל את שטף הקרינה בפני השטח שלו: formula_4.
כך ניתן לקבוע יחס של הארה מול טמפרטורה, המתאים לדיאגרמה, וכיוון שגם הרדיוס כלול במשוואה, ניתן לחשב את רדיוס הכוכב. ההארה, formula_5, נגזרת מטמפרטורת השטח, formula_3, שילוב פרמטרים אלו קובע את הסיווג הספקטרלי של הכוכב.
כיוון שאלמנטים רבים בחיי הכוכב (בהירות, רדיוס, טמפרטורה ועוד) נגזרים מהערכים התרמודינמיים בהם מצויה מסת הכוכב, ניתן לומר שהארת הכוכב פרופורציונלית גם למסתו: formula_7. למשל, אם נציב במשוואה כוכב שמסתו גדולה פי 3 מהשמש, נקבל שהארתו (בהירותו) גדולה פי formula_8 מזו של השמש, ולכן אורך חייו יהיה קצר יותר, בהתאם, כיוון שהוא "מבזבז" יותר אנרגיה. יש לזכור כי כלל אצבע זה נכון כאשר הכוכב הנדון נמצא רק בסדרה הראשית, בניגוד לשלבים מוקדמים או מאוחרים יותר בהתפתחותו.
הדיאגרמה.
בדיאגרמה אפשר לראות שהרוב הגדול של כוכבי השמיים ממוקמים ברצועה היורדת באלכסון, מן הפינה השמאלית־עליונה שבה כוכבים בהירים וחמים - סיווג ספקטרלי O וטמפרטורה שמעל ל־25,000 קלווין - עד לפינה הימנית־תחתונה, שבה כוכבים קרים וחיוורים יותר - סיווג ספקטרלי M וטמפרטורה מתחת ל־3,500 מעלות. בפינה השמאלית־תחתונה ממוקמים הננסים הלבנים, ומעל לסדרה הראשית מצויים ענקים ועל־ענקים אדומים. השמש שלנו, השייכת לקבוצה G2V, ממוקמת במרכז התמונה, עם הארה יחסית 1, וטמפרטורה של 5,400 קלווין.
סוגים ספקטרליים.
הקצאת האותיות הנהוגה כיום נותרה כשריד לשיטות סיווג קודמות אשר ננטשו לאחר החלת השימוש בדיאגרמת HR. החלוקה הנהוגה היא לטיפוסים:
O, B, A, F, G, K, ו־M. עזר ידוע לשינון סיווג זה הוא האקרוסטיכון: Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me.על ידי מחקר ספקטרוסקופי ניתן להבחין בהבדלים משמעותיים בין הטיפוסים השונים ככל שטמפרטורת פני השטח עולה אורך הגל בו נפלטת מרבית האנרגיה קטן (בהתאם לחוק וין). הבדל נוסף ומשמעותי לא פחות הוא השינוי בקווי הבליעה. בכוכבים קרים מטיפוס M ניתן להבחין בקווים מולקולריים ואילו בכוכבים חמים מטיפוס O קווים אלו כלל אינם נמצאים, לעומת זאת ישנם קווי בליעה של אטומים מיוננים.
טיפוס ספקטרלי
הסדרה הראשית
הסדרה הראשית הוא מונח באסטרונומיה, המתאר את רצף הכוכבים המופיע בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל (דיאגרמת HR), תרשים המסווג כוכבים לפי צבע לבהירות מוחלטת, הנקרא על-שם שני מפתחיו - איינר הרצשפרונג והנרי נוריס ראסל. כוכבים המופיעים על עקומה זו בתרשים, מכונים כוכבי הסדרה הראשית, או כוכבים ננסים.
לאחר תהליך היווצרותו של כוכב, הוא מייצר אנרגיה בליבתו החמה והדחוסה באמצעות היתוך גרעיני של אטומי מימן להליום. במהלך שלב זה של חייו הוא נמצא על הסדרה הראשית, במיקום הנקבע בעיקר על ידי המסה שלו, אך גם על סמך הרכבו הכימי וגורמים נוספים. בהכללה, ככל שהכוכב מסיבי יותר, כך קצרה יותר תוחלת החיים שלו על הסדרה הראשית. כאשר נגמר מלאי המימן בליבה, עובר הכוכב לשלב הבא בחייו, ומתרחק מהסדרה הראשית.
לעיתים מחלקים את הסדרה הראשית לחלק עליון ולחלק תחתון, בהתאם לתהליכים המשמשים את הכוכב להפקת אנרגיה. כוכבים בעלי מסה הפחותה מ-1.5 מסות שמש בערך, מתיכים אטומי מימן יחד ברצף של שלבים, המכונה שרשרת פרוטון-פרוטון, על מנת ליצור הליום. מעל מסה זאת, בחלק העליון של הסדרה הראשית, תהליך ההיתוך הגרעיני יכול לעשות שימוש באטומי פחמן, חנקן וחמצן כמתווכים בתהליך הפקת ההליום מאטומי המימן.
בשל הפרש הטמפרטורות בין ליבת הכוכב לבין פני השטח שלו, אנרגיה מועברת מבעד לשכבות המרכיבות את הכוכב, עד שהיא פורצת החוצה, אל הפוטוספירה. שני המנגנונים המשמשים להעברת האנרגיה הזאת דרך הכוכב הם קרינה והסעה, כאשר כל אחד מהם משמש בהתאם לתנאים המקומיים. הסעה מתרחשת בעיקר באזורים בעלי הבדלי טמפרטורה גבוהים, אטימות גבוהה, או שניהם. כאשר מתרחשת הסעה באזור הליבה, היא מניעה את אטומי ההליום שנוצרו, כך שנשמרת הפרופורציה המתאימה של דלק (מימן) הנדרשת עבור היתוך גרעיני.
מאפיינים.
כוכבי הסדרה הראשית נחקרו בצורה מקיפה באמצעות מודלים כוכביים שונים, המאפשרים הבנה טובה יחסית של תהליך היווצרותם והתפתחותם.
ניתן להעריך טמפרטורה של כוכב אם מתייחסים אליו כאל גוף קורן אידיאלי, המכונה גוף שחור. במקרה זה, הבהירות formula_1 והרדיוס formula_2 קשורים לטמפרטורה formula_3 באמצעות
חוק סטפן-בולצמן:
formula_4
כאשר formula_5 הוא קבוע סטפן-בולצמן. הטמפרטורה והרכב הפוטוספירה של הכוכב משפיעים על פליטת הקרינה באורכי גל שונים. מפתח הצבעים, או "B"-"V", מודד את ההבדל הזה בפליטת הקרינה באמצעות פילטרים הלוכדים את בהירות נראית הכוכב באור כחול ("B") ובאור ירוק-צהוב ("V"). בזכות מדידת ההפרש בין ערכים אלו, אין צורך לתקן את הבהירות לפי המרחק. כך, מיקומו של כוכב בדיאגרמת HR יכול לשמש להערכת הרדיוס והטמפרטורה שלו. מאחר שהטמפרטורה משפיעה על תכונותיה הפיזיקליות של הפלסמה שבפוטוספירה, ניתן לקבוע באמצעותה גם את הטיפוס הספקטרלי של הכוכב.
היווצרות.
כאשר נוצר קדם-כוכב מקריסת ענן מולקולרי ענק של גז ואבק בתווך הבין-כוכבי שלו, היצירה הראשונית היא הומוגנית, ומורכבת מכ-70% מימן, 28% הליום וכמויות קטנות של יסודות אחרים. במהלך הקריסה הראשונית, מייצר כוכב קדם סדרה ראשית זה אנרגיה באמצעות קריסה כבידתית. כאשר הוא מגיע לצפיפות המתאימה, מתחיל יצור האנרגיה בליבה, באמצעות היתוך גרעיני ההופך מימן להליום.
ברגע שההיתוך הגרעיני של מימן הופך לתהליך הפקת האנרגיה העיקרי, והאנרגיה העודפת המושגת מקריסה כבידתית נעלמת, מתמקם הכוכב על עקומה בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל, הנקראת הסדרה הראשית הסטנדרטית. אסטרונומים מתייחסים לעיתים אל שלב זה כאל "גיל אפס של הסדרה הראשית" (או ZAMS - Zero Age Main Sequence). עקומה זו חושבה באמצעות מודלים ממוחשבים המתארים את מיקומו של כוכב בתרשים ברגע בו הוא מתחיל להתיך מימן, כאשר בהירותו וטמפרטורת פני השטח שלו גוברות מנקודה זו ואילך.
הכוכב נשאר בקרבת מיקומו ההתחלתי על הסדרה הראשית עד אשר כמות משמעותית מהמימן בליבה נצרכת, אז הוא מתחיל להפוך לכוכב בהיר יותר. בדיאגרמת HR, ינוע הכוכב המתפתח למעלה ולימין הסדרה הראשית. כך מייצגת הסדרה הראשית את שלב בעירת המימן הראשוני במהלך חייו של כוכב.