Hertzsprungi-Russelli diagramm

Hertzsprungi-Russelli diagramm ehk lühendatult HR-diagramm on graafik, mis kujutab tähtede jaotust nende spektriklassi ja absoluutse tähesuuruse järgi. Absoluutse tähesuuruse asemel või sellega koos saab kasutada ka absoluutset heledust ning spektriklassi asemel või sellega koos efektiivset temperatuuri ja värvusindeksit. Hertzsprungi-Russelli diagrammil jaotatakse tähed heleduse järgi vertikaalselt ning spektriklassi järgi horisontaalselt, kusjuures heledamaid tähti kujutatakse diagrammi ülaosas ja kuumemaid tähti selle vasakus servas. Hertzsprungi-Russelli diagrammil on võimalik kujutada ka tähtede heledust ja efektiivset temperatuuri nende arengu erinevatel ajahetkedel. Sellisel juhul vastab ühele tähele Hertzsprungi-Russelli diagrammil punkti asemel joon. Hertzsprungi-Russelli diagramm on saanud nime selle kasutusele võtnud astronoomide Ejnar Hertzsprungi ja Henry Norris Russelli järgi. 1911. aastal avaldas Taani astronoom Ejnar Hertzsprung graafikud, millele olid kantud Plejaadide ning Hüaadide hajusparvede tähtede näivad heledused ja värvid. Kuna ühe täheparve kõik tähed asuvad üksteisele küllaltki lähedal, kirjeldavad näivate heleduste erinevused ühtlasi ka tähtede absoluutsete heleduste erinevusi. Hertzsprungi töödest selgus, et kummagi parve tähed ei jagunenud graafikutel ühtlaselt, vaid kippusid mõlemal juhul koonduma suhteliselt kitsale ribale. 1913. aastal koostas Ameerika Ühendriikide astronoom Henry Norris Russell sarnased graafikud, millele olid paigutatud kõigi selleks ajaks kindlaks määratud kaugustega tähed vastavalt nende spektriklassile ja absoluutsele heledusele. Tema palju suuremahulisema valimiga tehtud töö kinnitas, et sellisel diagrammil koonduvad tähed tõesti selgelt eristuvatesse rühmadesse. Kuna Russell ei piirdunud enam ainult täheparvedesse kuuluvate tähtedega, sai ta järeldada, et tähtede jagunemine rühmadesse Hertzsprungi-Russelli diagrammil ongi tähtedele omane ning tegemist ei ole täheparvede iseärasustega. Tänapäeval nimetatakse neid rühmi heledusklassideks. Hertzsprungi-Russelli diagrammi kasutuselevõtmise ajal usuti tähtede energiaallikaks olevat Kelvini-Helmholtzi protsess, mille kohaselt pärineb tähtede kiiratav energia nende gravitatsioonilisest kokkutõmbumisest. Arvati, et tähed tekivad punaste hiidudena, mis kokkutõmbumise jätkudes kiiresti kuumenevad, kuni need jõuavad peajadani. Edasi usuti, et pärast peajadale jõudmist liiguvad noored, kuumad ja heledad peajada tähed oma arengu jooksul aeglaselt jahtudes ning kokku tõmbudes mööda peajada alla paremale. Ehkki tänapäeval on hästi teada, et tähtede energiaallikaks on hoopis nende sisemuses toimuvad termotuumareaktsioonid, kutsutakse veel praegugi kuumi ning jahedaid tähti vastavalt varast ning hilist tüüpi tähtedeks. Enamik tähti, kaasa arvatud Päike, paigutub Hertzsprungi-Russelli diagrammil üsna kitsale ribale, mida nimetatakse peajadaks. Peajada tähtede absoluutse heleduse ja efektiivse temperatuuri omavaheline sõltuvus on küllaltki täpne. Seetõttu on võimalik seda sõltuvust kasutada peajada tähtede kauguste hindamiseks. Nimelt võimaldab tähe spektri uurimine määrata selle efektiivset temperatuuri. Hertzsprungi-Russelli diagrammi kasutades saab seejärel efektiivse temperatuuri põhjal hinnata tähe absoluutset heledust. Tähe kauguse saab arvutada absoluutse ja näiva heleduse erinevuse põhjal. Peajada tähtede tuumades toimuvad vesinikku heeliumiks muundavad termotuumareaktsioonid. Kui tähe tuumas pole enam piisavalt vesinikku termotuumareaktsioonide jätkamiseks, siis lahkub see peajadalt. Mida suuremad on peajada tähe absoluutne heledus ja temperatuur, seda suurem on selle mass ning seda lühem selle eluiga. Päikese-sarnased tähed veedavad peajadal umbes 10 miljardit aastat. Kõige suurema massiga tähed veedavad peajadal kõigest mõned miljonid aastad, kõige väiksema massiga tähed aga koguni 10 triljonit aastat. Arvatakse, et gaasipilvede kokkutõmbumisel tekkivate tähtede massi ülempiir on umbes 150 Päikese massi. Suurima vaadeldud tähe mass on vähemalt 230 Päikese massi. Kõik tänapäevased tähed, mis on massiivsemad kui 150 Päikese massi, arvatakse olevat tekkinud väiksemate tähtede kokkupõrgete tulemusena. Väga noores universumis, kus heeliumist raskemaid elemente leidus vaid tühistes kogustes, võisid suurema massiga tähed tekkida ka tavapärasel moel gaasipilvede kokkutõmbumisel. Peajada tähtede massi alampiir on umbes 0,08 Päikese massi. Sellest väiksema massiga tähesarnaseid objekte nimetatakse pruunideks kääbusteks. Nendes valitsevad tingimused ei ole sobilikud vesinikust heeliumi tootvate termotuumareaktsioonide käivitumiseks. Peajada tähtede massi, absoluutse heleduse, efektiivse temperatuuri ning eluea vahelist seost saab kasutada täheparvede vanuse hindamiseks. Mida vanem täheparv on, seda jahedamad ja tuhmimad on selle kõige kuumemad ning heledamad peajada tähed. Peajada tähti nimetatakse ka kääbustähtedeks või lihtsalt kääbusteks. Mõnikord kutsutakse peajada tähti spektriklassist sõltuvalt ka mingit kindlat värvi kääbusteks. Näiteks G-spektriklassi peajada tähti nimetatakse ka kollasteks kääbusteks, K-spektriklassi peajada tähti aga oranžideks kääbusteks. Vaatamata nimetuste pealiskaudsele sarnasusele ei tohi peajada tähti segamini ajada mustade, pruunide ning valgete kääbustega, milles erinevalt peajada tähtedest ei toimu termotuumareaktsioone. Tähtede liigitamine kääbusteks ja hiidudeks põhineb nende spektrijoonte laiusel, mida mõjutab nende fotosfääri tihedus. Fotosfääri tihedus sõltub suuresti tähe ruumalast, mitte massist. O-spektriklassi kääbused on oluliselt suurema massiga kui enamik punastest hiidudest. Enamik tähtedest, välja arvatud kõige väiksema massiga tähed, paisuvad peajadalt lahkudes punaseks hiiuks. Punaseks hiiuks muutudes tähtede efektiivne temperatuur langeb. Nende kiirgav pind suureneb siiski piisavalt palju, et nende absoluutne heledus kasvab vaatamata efektiivse temperatuuri langusele. Hertzsprungi-Russelli diagrammil paiknevad punased hiiud peajada kohal ning moodustavad sellest selgesti eristuva rühma. Väga väikesed tähed, mille mass on väiksem kui 0,2 Päikese massi, muutuvad peajadalt lahkudes kohe valgeteks kääbusteks ilma vahepealse punase hiiu staadiumita. Kõige massiivsemad ja heledamad tähed liigitatakse ülihiidudeks. Ülihiiud moodustavad Hertzsprungi-Russelli diagrammi ülaosas hõredalt asustatud rühma. Nende absoluutne heledus on mitukümmend tuhat kuni isegi mitu miljonit korda suurem Päikese absoluutsest heledusest ning mass vähemalt kümmekond Päikese massi. Ülihiidude heledus ei sõltu oluliselt spektriklassist. Ülihiiud on haruldased, kuna väga suure massiga tähti tekib harva ja ka nende eluiga on väga lühike. Teisalt võimaldab ülihiidude suur heledus neid vaadelda ka väga suurtelt kaugustelt. Ka öötaeva kõige heledamate tähtede seas leidub üsna mitu ülihiidu, näiteks Deeneb ja Betelgeuse. Ainsaks tähtede rühmaks peajada all on kuumad, kuid tuhmid valged kääbused. Valged kääbused kujutavad endast tähejäänuseid, milles ei toimu enam termotuumareaktsioone ja mis seetõttu kiirgavad valgust ainult neisse salvestunud soojusenergia arvelt. Tüüpilise valge kääbuse mass on pisut alla ühe Päikese massi, kuid selle ruumala on kõigest veidi suurem Maa ruumalast. See tähendab, et valgete kääbuste tihedus on väga suur, suurusjärgus üks tonn kuupsentimeetri kohta. Suhteliselt suure massi tõttu sisaldub valgetes kääbustes palju soojusenergiat. Väike läbimõõt aga tähendab, et valge kääbuse kiirgav pind on küllaltki tagasihoidliku suurusega. Seetõttu kulub valge kääbuse mahajahtumiseks väga palju aega. Valget kääbust, mis on nii palju jahtunud, et see ei kiirga enam nähtavat valgust, nimetatakse mustaks kääbuseks. Tänapäevaste teadmiste kohaselt ei ole universumi vanus piisavalt suur, et ükski valge kääbus oleks juba jõudnud mustaks kääbuseks jahtuda. Vähemalt 97% tähtedest muutuvad varem või hiljem valgeteks kääbusteks. Ainsaks erandiks on need vähesed tähed, mis on piisavalt suure massiga, et supernoovana plahvatada. Hertzsprungi-Russelli diagrammil leiduvad mõned piirkonnad, milles tähed ei saa olla stabiilsed, kuid võivad muutlike tähtedena siiski esineda. Mitmed muutlike tähtede rühmad paiknevad Hertzsprungi-Russelli diagrammil hästi eristuvates piirkondades. Mõningatel juhtudel võib muutliku tähe asukoht Hertzsprungi-Russelli diagrammil ühe muutlikkuse perioodi jooksul oluliselt kõikuda. Selliste tähtede hea näide on Miira. Tähed jaotatakse spektriklassidesse nende spektrites esinevate spektrijoonte põhjal. Kuna see, millised jooned spektris näha on, sõltub väga suurel määral tähe fotosfääri temperatuurist, siis tähendab tähtede järjestamine spektriklassi järgi ühtlasi ka nende järjestamist efektiivse temperatuuri järgi. Seetõttu võib Hertzsprungi-Russelli diagrammi horisontaalteljel kasutada nii efektiivset temperatuuri kui ka spektriklassi. Tihti kasutatakse ühel diagrammil mõlemat tähistust korraga. Efektiivse temperatuuri kasutamine on eriti otstarbekas siis, kui tegeletakse teoreetiliste tähemudelitega, kuna efektiivne temperatuur selliste mudelite üks väljund. Mõnikord kasutatakse horisontaalteljel hoopis värvusindeksit, kuna see on vaatluste käigus üsna lihtsalt määratav suurus. Kuigi ka värvusindeks sõltub väga tugevalt temperatuurist, võib seda mõjutada ka tähe keemiline koostis või pöörlemine. Seetõttu ei pruugi värvusindeksit kasutav Hertzsprungi-Russelli diagramm alati olla lihtsalt teisendatav efektiivset temperatuuri või spektriklassi kasutavaks Hertzsprungi-Russelli diagrammiks. Tähtede jaotus Hertzsprungi-Russelli diagrammil ei sõltu siiski olulisel määral sellest, kas horisontaalteljel kasutatakse spektriklassi või värvusindeksit. Gingerich, Owen (2013). "The Critical Importance of Russell's Diagram". Russell, Henry N. (1914). "Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars". Laughlin, G., Bodenheimer, P. ja Adams, F. C. (1996). "The End of the Main Sequence".{{netiviide}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link) Crowther, P. A., Schnurr, O., Hirschi, R., Yusof, N., Parker, R. J., Goodwin, S. P. ja Kassim, A. H. (2010). "The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 Msun stellar mass limit".{{netiviide}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link) Banerjee, S., Kroupa, P. ja Oh S. (2012). "The emergence of super-canonical stars in R136-type star-burst clusters".{{netiviide}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link) Ohkubo, T., Nomoto, K., Umeda, H., Yoshida, N. ja Tsuruta, S. (2009). "Evolution of Very Massive Population III Stars with Mass Accretion from Pre-Main Sequence to Collapse".{{netiviide}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link) Allen, Jesse S. "The Classification of Stellar Spectra". Shipman, H. L. (1979). "Masses and radii of white-dwarf stars. III – Results for 110 hydrogen-rich and 28 helium-rich stars". Fontaine, G., Brassard, P. ja Bergeron, P. (2001). "The Potential of White Dwarf Cosmochronology".{{netiviide}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link) Templeton, Matthew. "Stellar Evolution". Carme, J. ja Masana, E. (2008). "The Physical Characterization of the Stars" (PDF).{{netiviide}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link)