Erinevus lehekülje "Hertzsprungi-Russelli diagramm" redaktsioonide vahel

P
resümee puudub
 
P
==Heledusklassid==
===Peajada===
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 kasutatadakasutada peajada tähtede kauguste hindamiseks. Nimelt võimaldab tähe [[spekter|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 [[vesinik]]ku [[heelium]]iks 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.<ref name="väikesed">{{netiviide | URL = http://iopscience.iop.org/0004-637X/482/1/420/fulltext/| Pealkiri = The End of the Main Sequence| Autor = Laughlin, G., Bodenheimer, P. ja Adams, F. C. (1996)}}</ref> Arvatakse, et [[udukogu|gaasipilvede]] kokkutõmbumisel tekkivate tähtede massi ülempiir on umbes 150 Päikese massi. Suurima vaadeldud tähe mass on vähemalt 230 Päikese massi.<ref>{{netiviide | URL = http://arxiv.org/abs/1007.3284| Pealkiri = The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 Msun stellar mass limit| Autor = Crowther, P. A., Schnurr, O., Hirschi, R., Yusof, N., Parker, R. J., Goodwin, S. P. ja Kassim, A. H. (2010)}}</ref> Kõik tänapäevased tähed, mis on massiivsemad kui 150 Päikese massi, arvatakse olevat tekkinud väiksemate tähtede kokkupõrgete tulemusena.<ref>{{netiviide | URL = http://arxiv.org/abs/1208.0826| Pealkiri = The emergence of super-canonical stars in R136-type star-burst clusters| Autor = Banerjee, S., Kroupa, P. ja Oh S. (2012)}}</ref> Väga noores [[universum]]is, kus heeliumist raskemaid [[keemiline element|elemente]] leidus vaid tühistes kogustes, võisid suurema massiga tähed tekkida ka tavapärasel moel gaasipilvede kokkutõmbumisel.<ref>{{netiviide | URL = http://arxiv.org/abs/0902.4573| Pealkiri = Evolution of Very Massive Population III Stars with Mass Accretion from Pre-Main Sequence to Collapse| Autor = Ohkubo, T., Nomoto, K., Umeda, H., Yoshida, N. ja Tsuruta, S. (2009)}}</ref> Peajada tähtede massi alampiir on umbes 0,08 Päikese massi. Sellest väiksema massiga tähesarnaseid objekte nimetatakse [[pruun kääbus|pruunideks kääbusteks]]. Nendes valitsevad tingimused ei ole sobilikud vesinikust heeliumi tootvate termotuumareaktsioonide käivitumiseks.
===Ülihiiud===
 
Kõige massiivsemad ja heledamad tähed liigitatakse [[ülihiid]]ideksudeks. 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]].
 
===Valged kääbused===