Erinevus lehekülje "Hertzsprungi-Russelli diagramm" redaktsioonide vahel

P
pisitoimetamine using AWB
P (Koondasin skripti abil viited)
P (pisitoimetamine using AWB)
 
[[pilt:HRDiagram.png|pisi|320px|Hertzsprungi-Russelli diagramm. Sellel diagrammil on kujutatud 22 000 [[Hipparcos]]e [[tähekataloog|kataloogi]] tähte koos 1000 [[punane kääbus|punase]] ja [[valge kääbus]]ega [[Gliese kataloog]]ist.]]
'''Hertzsprungi-Russelli diagramm''' ehk lühendatult HR-diagramm on graafik, mis kujutab [[täht (astronoomia)|tähtede]] jaotust nende [[spektriklass]]i ja [[absoluutne tähesuurus|absoluutse tähesuuruse]] järgi. Absoluutse tähesuuruse asemel või sellega koos saab kasutada ka absoluutset heledust ning spektriklassi asemel või sellega koos [[efektiivne temperatuur|efektiivset temperatuuri]] ning [[värvusindeks]]it. 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 [[täheareng|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 Hertzsprung]]i ja [[Henry Norris Russell]]i järgi.
 
==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 kasutada 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" /> Arvatakse, et [[udukogu|gaasipilvede]] kokkutõmbumisel tekkivate tähtede massi ülempiir on umbes 150 Päikese massi. Suurima vaadeldud tähe mass on vähemalt 230 Päikese massi.<ref name="WMvi6" /> Kõik tänapäevased tähed, mis on massiivsemad kui 150 Päikese massi, arvatakse olevat tekkinud väiksemate tähtede kokkupõrgete tulemusena.<ref name="EhWs0" /> 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 name="H5TVM" /> 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.
== Viited ==
{{viited|allikad=
<ref name="pGGtz">{{netiviide | URL = http://arxiv.org/abs/1302.0862| Pealkiri = The Critical Importance of Russell's Diagram| Autor = Gingerich, Owen (2013)}}</ref>
<ref name="Russell">{{netiviide | URL = http://adsabs.harvard.edu/abs/1914PA.....22..331R| Pealkiri = Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars| Autor = Russell, Henry N. (1914)}}</ref>
<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>
<ref name="pGGtz">{{netiviide | URL = http://arxiv.org/abs/1302.0862| Pealkiri = The Critical Importance of Russell's Diagram| Autor = Gingerich, Owen (2013)}}</ref>
<ref name="WMvi6">{{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>
<ref name="EhWs0">{{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>
75 775

muudatust