Diagram Hertzsprunga-Russella — ewolucja gwiazd

Co pokazuje diagram H-R?

Każda kropka to jedna gwiazda: na osi poziomej jej temperatura (maleje w prawo — gorące niebieskie po lewej), na pionowej jasność w skali logarytmicznej. Nie jest to mapa nieba, lecz mapa rodzajów gwiazd.

Ciąg główny — jedna linia:

Większość gwiazd (w tym Słońce) leży na jednym paśmie — ciągu głównym — gdzie w jądrze zachodzi synteza wodoru w hel. Zmieniaj masę: gwiazda przesuwa się wzdłuż tej samej linii. Cięższa gwiazda jest jednocześnie gorętsza i jaśniejsza (lewy-górny róg), lżejsza — chłodniejsza i słabsza (prawy-dolny).

Jasność, temperatura i masa:

Jasność rośnie z masą bardzo stromo — gwiazda dwa razy cięższa świeci ok. 11 razy jaśniej. To dlatego masywne gwiazdy są tak jasne i gorące.

Etapy ewolucji i los z masy:

Gdy skończy się wodór, gwiazda opuszcza ciąg główny i pęcznieje w olbrzyma (chłodny, ale bardzo jasny — prawy-górny róg). Koniec zależy od masy: < 8 M☉ → odrzuca otoczkę i zostaje biały karzeł; ≥ 8 M☉ → wybucha jako supernowa, po której zostaje gwiazda neutronowa lub czarna dziura.

Dlaczego masywne gwiazdy żyją krótko?

Cięższa gwiazda ma więcej paliwa (∝ M), ale zużywa je nieporównanie szybciej (∝ L = M^3.5). Bilans wychodzi na jej niekorzyść: Słońce przeżyje ok. 10 mld lat, a gwiazda 30 M☉ — zaledwie kilka milionów.

Po co Ci to na maturze:

Diagram H-R to klasyk astrofizyki na maturze rozszerzonej. Umiej wskazać ciąg główny, olbrzymy i białe karły, powiązać położenie z temperaturą i jasnością oraz uzasadnić, że im większa masa, tym krótsze życie — argument przez $L\propto M^{3.5}$.

Zapamiętaj: na ciągu głównym większa masa = goręcej, jaśniej i krócej. Los gwiazdy rozstrzyga masa: biały karzeł albo supernowa i to, co po niej zostanie.