Farve-lysstyrke diagram for stjerner i Mælkevejen, nær Solen.
Farve-lysstyrke diagram for stjerner i Mælkevejen, nær Solen.

Farve-lysstyrke-diagrammet er et af de vigtigste værktøjer til at forstå stjerners karakter og udviklingstilstand. Det er nært beslægtet med Hertzsprung-Russell-diagrammet.

I diagrammet afbilder man stjerners farve og absolutte lysstyrke mod hinanden. Ud fra grupperingerne af stjernerne i diagrammet kan man forstå deres type og udviklingshistorie. Stjerner fødes af interstellar gas og udvikler sig derefter, og de forskellige udviklingsstadier kan se meget forskellige ud og kan have forskellig varighed.

Det, en stjerne er, og det, den bliver til – og hvor længe den er om det – styres først og fremmest af, hvor tung den er. Det skyldes, at de processer, der giver stjernen liv og energi, er fusionsprocesser, hvor masse omdannes til energi.

Hvad ser man i farve-lysstyrke-diagrammet?

I diagrammet vist her ser man omtrent en kvart million stjerners farve og lysstyrke vist som prikker. Den store diagonale linje med grene på kaldes hovedserien, og samlingen af punkterne forneden til venstre rummer de hvide dværge. Hyppigheden af stjerner i diagrammet er angivet med farver, og man ser, at langt de fleste stjerner er hovedseriestjerner.

Kæmpestjerner og hvide dværge

Grenen, der peger op til højre foroven på hovedserien, indeholder kæmpestjerner, som tidligere var hovedseriestjerner, men nu er ved at udvikle sig til noget andet. Der er en ansamling eller klump af stjerner, der ses i sammenfald med kæmpegrenen; det er stjerner, der brænder helium i kernen.

Der er også stjerner spredt ud over andre dele af diagrammet, men ikke overalt. Man bemærker nogle strukturer forneden til højre på hovedserien, som om der er to haler, og noget lignende ses til venstre på sekvensen af hvide dværge.

Diagrammets akser og grænser

På diagrammet bemærker man, at stjernerne holder sig inden for et afgrænset område. På diagrammets akser viser horisontal-aksen farve eller temperatur, og vertikal-aksen angiver, hvor stærkt stjernen lyser.

Den øvre grænse

Foroven er der en grænse, hvorover ingen stjerner ses. Det er, fordi stjerner, der kunne tænkes at komme tæt på grænsen nedefra, bliver ustabile, hvis de lyser endnu kraftigere. Instabiliteten fører til, at stjernens udviklingsretning ændres, og den bevæger sig hurtigt nedad i diagrammet.

Forneden i diagrammet er der en nedre grænse. Denne nedre grænse svarer til stjerner, der lyser meget svagt og derfor er svære at se, men den grænse sættes også af, hvor gammel vores Mælkevej-galakse er.

Den nedre grænse

På hovedserien er den nedre grænse sat af, at de mindste stjerner ikke lyser nok til, at de fanges af instrumenter. Blandt de hvide dværge er de nederste stjerner også de ældste; der er ingen ældre end dem, der er vist.

Diagrammets varme venstre side

Grænsen for, hvor stjerner befinder sig i diagrammet ude til venstre, er sat af, at varmere stjerner end dem, man ser, dels er så varme, at de ikke lyser kraftigt særligt længe, og derfor er meget sjældne, og dels er de ustabile og bliver hurtigt til en anden og køligere slags stjerne.

Diagrammets kolde højre side

I den kolde højre side af diagrammet er der ingen stjerner at finde. Årsagen hertil er, at hvis stjernerne er tunge nok til at antændes, bliver de varmere og bevæger sig til venstre. Hvis de derimod ikke er tunge nok til at antændes, så blive de snarere til planter som gaskæmperne vi kender i SolsystemetJupiter for eksempel – og i så fald bliver de ikke inkluderet i diagrammet.

Afbildning af stjernerne

De afbildede stjerner er alle fundet i vores galakse – Mælkevejen – af rumteleskopet GAIA. Det er et astrometrisk instrument, der finder afstand til stjerner ved hjælp af deres parallakse. Derfor er de viste stjerner i Solens naboskab. De svageste stjerner er nødvendigvis nærmest Solen, medens dem, der lyser ekstra kraftigt, kan ses i større afstande.

Stjernernes farveforskydning

Af historiske grunde er x-aksen i diagrammerne vendt sådan, at de varme blå stjerner er til venstre, og de kølige røde er til højre. Rødfarvning på grund af lysets passage igennem interstellart stof forskyder stjernerne i farve-lysstyrke diagrammet.

Mængden af forskydning er den samme for stjerner i en hob, medens forskydningen af almindelige stjerner fordelt over himmelen kan være forskellig. Da forskydes stjernerne forskelligt i diagrammet, som hermed bliver sværere at tolke. I stjernehobe – hvor alle stjerner er født samtidig – er farve-lysstyrke diagrammet simplere.

Stjernehobes farve-lysstyrke diagram

Farve-lysstyrke diagram for en galaktisk stjernehob - NGC6397.
Farve-lysstyrke diagram for en galaktisk stjernehob - NGC6397.

Diagrammet her gælder for stjerner i Mælkevejen, der blot tilfældigvis er lysstærke nok eller er tæt nok på Solen til, at de blev fanget af GAIA. Der dannes hele tiden nye stjerner i Mælkevejen, og derfor er de stjerner, GAIA har fanget, en blanding af unge og gamle stjerner.

Nye og gamle stjernes kemiske sammensætning

Nye stjerner opstår af det stof, der er i gas-skyer efterladt ad forgangne stjerner. Derfor har yngre stjerner flere tunge grundstoffer i sig, medens meget gamle stjerner næsten kun består af brint og helium. Stjernes kemiske sammensætning påvirker deres udvikling, og derfor er et farve-lysstyrke diagram for blandede stjerner mere sammensat og broget end de diagrammer, man kan lave for stjerner, der alle har samme alder og kemiske sammensætning.

Farve-lysstyrke-observationer af kuglehobe

Man kan finde stjerner med ens alder og kemisk sammensætning ved at kigge i kuglehobene. Disse er store sfæriske hobe af stjerner, der kredser om galaksen som satellitter. De blev dannet ret tidligt i galaksens levetid. Vores Mælkevej har adskillige sådanne kuglehobe.

Udfører man farve- og lysstyrke-observationer af en sådan hob af stjerner og danner hobens farve-lysstyrke diagram, får man et anderledes og mere simpelt diagram end et, der er dannet ud fra blandede stjerner i Solens naboskab. Også dette fortæller en særlig historie om disse stjerners tilstand og udvikling.

Man bemærker, at kuglehobens hovedserie ikke fortsætter forbi det punkt, hvor kæmpegrenen begynder. Dette afbøjningspunkt kan ses, fordi stjernerne i hoben alle har samme alder, men har forskellige masser, og fordi en stjernes udviklingshastighed primært afhænger af dens masse.

På den øvre del af hovedserien har de tunge, varme hovedseriestjerner simpelthen udviklet sig hurtigere end de kølige og mindre hovedseriestjerner, der ses forneden til højre. Disse lette stjerner vil også en dag udvikle sig væk fra hovedserien, men for de letteste kan der gå længere tid end Universets nuværende alder – og mere. Afbøjningspunktet vil således langsomt bevæge sig ned langs hovedserien.

Formen på den nedre del af hovedserien

På den nedre del af hovedserien, omtrent ved farveindeks 3 til 4, bøjer hovedserien. Dette ses både i diagrammet for kuglehobe – altså gamle stjerner – og i diagrammet fra GAIA, der viser blandingen af mere metalrige unge og gamle stjerner.

Svinget på hovedserien skyldes, at temperaturen er så lav, at brint kan danne molekyler. Disse har meget stærke absorbtionsbånd i stjernernes spektre, og det medfører, at stjernen varmer lidt op for at kunne udstråle samme mængde energi som stjerner uden molekyler. Dette placerer stjernerne lidt længere til venstre i diagrammet, og dermed får hovedserien en afbøjning der.

Stjernesammenstød i stjernehobe

Man kan dog se nogle få stjerner lige til venstre og over afbøjningspunktet. Disse er ægte og ret tunge stjerner, der menes at være dannet ved stjerne-sammenstød i stjernehoben eller ved overførsel af masse i meget nære dobbeltstjernesystemer. Derved er der dannet en ny stjerne med en større masse. Oprindelige enkelt-stjerner med den masse har allerede udviklet sig bort fra hovedserien. Disse specielle stjerner kaldes på engelsk ‘blue stragglers’ – ‘blå efternølere’.

På kæmpegrenen bevæger stjernerne sig op og til højre, medens de brænder brint i en skal udenom kernen af endnu ikke antændt helium. Oppe ved tippen ender denne form for udvikling; helium i kernen antændes, og stjernen skifter da struktur og lander hurtigt på den horisontalgren, der ses.

De stjerner, der har et meget lille overfladelag tilbage, er blå og ligger til venstre på horisontalgrenen, medens dem med tykkere overfladelag er køligere og ligger til højre på grenen.

Stjernens sidste udviklingsstadier

Efter endt udvikling på horisontalgrenen kommer endnu en udviklingsfase, hvor overfladelag mistes, og den varme kerne udstråler blåt og ultraviolet lys. Kernen er meget kompakt og har påbegyndt den hurtige udvikling til en hvid dværg.

De hvide dværge fortæller om kuglehobens alder

I kort tid kan den hvide dværg have temperaturer på hundreder af tusinder grader. Stjerne-kernen falder på plads på afkølingssekvensen for hvide dværge, og derefter tilbringer den milliarder af år med at blive kølet helt af.

Den køligste og rødeste hvide dværg, man kan finde i en gammel kuglehob, fortæller derfor om hobens alder. Kuglehobenes stjerner tilhører en af de første stjernepopulationer eller -generationer, så målingen af alderen på de ældste hvide dværge i en kuglehob sætter derfor nedre grænser for Universets alder.

Da hvide dværge på grund af deres lille overfladeareal ikke er ret lysstærke, og da de fleste kuglehobe er langt væk fra Solen, er det svært at se de hvide dværge i alle kuglehobe. Hvide dværge kan dog ses i nogle hobe, især ved brug af store teleskoper, deriblandt Hubble Space Telescope og James Webb teleskopet, men også den nye generation af meget store jord-baserede teleskoper.

Hvide dværges energiudstråling

Kilden til energi-udstråling i hvide dværge er ikke længere nukleare reaktioner, men er termisk varme inde i stjerne-resten, der langsomt undslipper fra overfladen – som et stykke metal der afkøles.

Man ved, at hvide dværge kan krystalliseres, og det er en faseovergang, der frigiver energi (latent varme), når krystalgitteret formes. Det påvirker de hvide dværges levetid, idet den frigivne energi i en tid lader stjerne-resten gløde konstant. Dette giver en kø-dannelse for hvide dværge på afkølingssporet der ses som en fortykning.

Læs mere i Den Store Danske

Kommentarer

Kommentarer til artiklen bliver synlige for alle. Undlad at skrive følsomme oplysninger, for eksempel sundhedsoplysninger. Fagansvarlig eller redaktør svarer, når de kan.

Du skal være logget ind for at kommentere.

eller registrer dig