Brontekst bekijken van Hertzsprung-Russelldiagram

[[Bestand:H-R diagram NL.svg|thumb|Figuur 1]]
[[Bestand:Hertzsprung-russel diagram.png|thumb|Figuur 2]]
Het '''Hertzsprung-Russelldiagram''' of HR-diagram is een [[puntenwolk]] waarin:
* Op de verticale as de absolute helderheid van een [[ster (hemellichaam)|ster]] staat. Dit uitgedrukt als de [[absolute magnitude]] ([[magnitude]] gecorrigeerd voor afstand en [[extinctie (astronomie)|interstellaire extinctie]]) of als de logaritme van de [[lichtkracht]] L uitgedrukt in zonslichtkracht (fig. 3).
* Op de horizontale as staat een variabele gerelateerd aan de oppervlaktetemperatuur. Bijvoorbeeld de [[B-V-kleurindex]] (fig. 1) of [[spectraalklasse]] (fig. 2), of de [[effectieve temperatuur]]. De temperatuur neemt toe van rechts naar links.

Het [[diagram]] is de gebruikelijke basis voor de [[Spectraalklasse|classificatie]] van sterren en wordt gebruikt om hun [[Sterevolutie|evolutie]] te beschrijven. Het is genoemd naar [[Ejnar Hertzsprung]] en [[Henry Norris Russell]] die het in 1905 en 1913 onafhankelijk van elkaar ontdekten.<ref>http://adsabs.harvard.edu/abs/1905WisZP...3..442H</ref><ref>http://adsabs.harvard.edu/abs/1913Obs....36..324R</ref><ref>https://adsabs.harvard.edu/abs/1977IAUS...80S..61D</ref> Het Hertzsprung-Russelldiagram wordt ook wel [[kleur-magnitude-diagram]] genoemd (als die parameters erin geplot worden).

==Structuur van het diagram==
Linksboven in het diagram zijn de hete heldere sterren en rechtsonder staan de koele en minder heldere sterren. De verticale as bevat de absolute (werkelijke) hoeveelheid energie die de ster uitstraalt, steeds in een logaritmische eenheid (absolute magnitude of logaritme van de lichtkracht, met de lichtkracht van de zon (3,85 × 10<sup>26</sup> J/s) als eenheid). Indien op de horizontale as ook de temperatuur logaritmisch wordt uitgezet, liggen sterren met gelijke straal op evenwijdige rechte lijnen in het diagram. Deze lijnen lopen van linksboven naar rechtsonder. De afstanden tussen de lijnen van gelijke straal stemmen ook overeen met de logaritme van de straal: bijvoorbeeld, de afstand tussen de lijn met sterren van 1 [[Zonneradius|zonstraal]] en die van 10 zonstralen is gelijk aan de afstand tussen de lijnen van 10 en 100, of van 100 en 1000 zonstralen. Uit de [[wet van Stefan-Boltzmann]] volgt:

:<math>L \, = \, 4\pi \, R^2 \sigma T_e^4</math>

met daarin
* L: de bolometrische lichtkracht van de ster in J/s, dit is de lichtkracht geïntegreerd over alle golflengten
* R: de straal van de ster in meter
* <math>\sigma</math>: de [[constante van Stefan-Boltzmann|Stefan-Boltzmann-constante]], met een waarde van 5,6704 × 10<sup>−8</sup> J s<sup>−1</sup> m<sup>−2</sup> K<sup>−4</sup>
* <math>T_e</math>: de effectieve temperatuur van de ster

==Sterbevolking van het diagram==
===De hoofdreeks===
{{Zie hoofdartikel|Hoofdreeks}}
Indien de sterren van een statistisch voldoende groot volume in de Melkweg in het diagram geplaatst worden, valt het op dat circa 90% van de sterren op een nauwe band van links boven tot rechts onder liggen. Dit is de [[hoofdreeks]]. Het feit dat deze band 90% van de sterren bevat, komt van het feit dat een ster 90% van haar levensduur in de stabiele fase van waterstofverbranding in de kern doorbrengt. Zie hierover de artikelen over [[sterevolutie]] en [[Proton-protoncyclus]]. Voor deze sterren geldt tijdens deze stabiele fase een vrij strikt verband tussen [[temperatuur]], [[lichtkracht]], [[Massa (natuurkunde)|massa]] en [[Straal (wiskunde)|straal]]. Deze vier parameters stijgen of dalen samen, maar een vijfde parameter, de totale levensduur van de ster, die ook aan deze vier verbonden is, varieert omgekeerd: hoe heter, helderder, zwaarder en groter de ster, hoe korter de levensduur.

===Reuzen en superreuzen===
{{Zie hoofdartikel|Reuzentak}}
Bovenaan rechts bevinden zich de [[Rode reus|rode reuzen]] en [[Superreus|superreuzen]]. Rood gezien hun relatief lage effectieve temperatuur van typisch zo'n 3000 K, reus omdat hun straal een factor 100 tot 1000 groter is dan bij een [[hoofdreeks]]ster van dezelfde temperatuur. Dit zijn sterren die in de eindfase van hun leven zitten, en enorm uitgezette, maar zeer ijle buitenlagen hebben. Deze sterren zijn ook onderhevig aan een continu massaverlies door sterrenwind.

Links bovenaan op de [[hoofdreeks]] bevinden zich de [[Blauwe reus|blauwe reuzen]]. Dit zijn hoofdreekssterren met een zeer hoge massa, tot enkele tientallen keer de massa van de zon. De blauwe kleur is een gevolg van hun hoge temperatuur (een paar tienduizenden Kelvin). Ze stralen het grootste deel van hun energie uit in het [[ultraviolet]]. De hogere massa gaat gepaard met een nog veel hogere lichtkracht waardoor de totale levensduur drastisch lager is dan bij een ster zoals de zon.

===Witte dwergen===
{{Zie hoofdartikel|Witte dwerg}}
Onder de [[hoofdreeks]] vindt men een groep sterren, de [[witte dwerg]]en. Dit zijn eindproducten van sterren met lagere massa zoals de zon. De weinige energie die ze nog uitstralen is thermische afkoeling. In deze sterren vinden geen kernfusies meer plaats. Het zijn sterren met een massa van een kleine ster, maar met de afmeting van een planeet.

==Gebruik in het kader van sterevolutie==
{{Zie hoofdartikel|Sterevolutie}}
De sterren bevinden zich direct na hun vorming op de [[hoofdreeks]] en blijven daar circa 90% van hun totale levensduur. Als de [[Waterstof (element)|waterstof]] in de kern is gefuseerd tot [[helium]] zal de kern door de [[zwaartekracht]] inkrimpen. Dit heeft twee gevolgen:
# De temperatuur in de kern stijgt tot een niveau dat kernfusie van helium in zwaardere elementen (koolstof, stikstof) op gang komt, en de ster dan weer tijdelijk in een relatief stabiele fase doet belanden.
# Rond de samentrekkende kern ontstaat een zone waarin waterstofverbranding plaatsvindt, de zogenaamde waterstof-schilverbranding. De grote energieproductie die hiermee gepaard gaat doet de lichtkracht van de ster stijgen, en doet de buitenlagen enorm uitzetten. De ster is nu een rode reus geworden en verlaat de hoofdreeks om zich langs de rechterzijde van het HR-diagram omhoog te bewegen.

De verdere evolutie wordt sterk bepaald door de massa van de ster en wordt beschreven door de [[sterevolutie]]. Onze [[zon]] bevindt zich momenteel reeds vijf miljard jaar op de [[hoofdreeks]], en zal er nog zo'n vijf miljard jaar blijven voordat ze een [[rode reus]] wordt. Daarna zal ze via het stadium van [[planetaire nevel]] in een [[witte dwerg]] evolueren.
Het pad dat een ster tijdens haar evolutie in het Hertzsprung-Russelldiagram volgt, heet evolutiespoor. Evolutiesporen kunnen theoretisch worden berekend door middel van wiskundige modellen van sterren. Door evolutiesporen van verschillende massa's te plotten op het Hertzsprung-Russelldiagram van een [[bolvormige sterrenhoop]] kan de leeftijd en de afstand van de bolhoop bepaald worden.<ref>[http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/clusters/clusters.html Interpreting the HR diagram of stellar clusters]</ref>

== Zie ook ==
* [[Hertzsprunggat]]

{{Appendix}}
{{Commonscat}}

[[Categorie:Hertzsprung-Russellclassificatie]]
[[Categorie:Diagram]]
[[Categorie:Eponiem]]