4. Hercšprunga - Rasela diagramma

 

Zvaigznes atšķiras pēc krāsas, izmēriem un masas. Zvaigznes krāsa ir atkarīga no tās virsmas temperatūras. Zvaigznes piederība noteiktās grupas zvaigznēm ir atkarīga no tās starjaudas.

 

Zvaigžņu iedalījums grupās	Raksturojums
Pārmilzis	Liela diametra un ļoti lielas starjaudas zvaigzne. Pēc temperatūras pārmilzu zvaigznes var iedalīt sarkanajos, dzeltenajos un baltajos pārmilžos.
Milzis	Liela diametra un lielas starjaudas zvaigzne. Pēc temperatūras milzu zvaigznes var iedalīt sarkanajos un dzeltenajos milžos.
Galvenās secības zvaigzne	Galvenās secības zvaigznes var iedalīt baltās zvaigznēs, dzeltenajos un sarkanajos punduros.
Baltais punduris	Zvaigzne ar mazu diametru, augstu temperatūru un lielu blīvumu.

 

 

Zvaigznes veidojas no aukstiem starpzvaigžņu gāzes un putekļu mākoņiem, kas pakāpeniski saspiežas. Mākonim saspiežoties, izdalītais siltuma daudzums palielina kodola temperatūru. Kad temperatūra centrā sasniedz ${10}^{70}C$, sākas kodolreakcijas. Spiediens paaugstinās, un protozvaigznes saspiešanās apstājas — tā kļūst par zvaigzni. Hercšprunga - Rasela diagrammā zvaigzne nonāk uz galvenās secības.

 

Kad zvaigzne nokļūst uz galvenās secības, tās dzīvē sākas stabilākais un ilgstošākais posms. Šajā laikā zvaigznes centrālajā daļā norisinās kodoltermiskās reakcijas (ūdeņradis pārvēršas hēlijā). Masīvās zvaigznes evolucionē ātrāk, jo kodolreakciju ātrums ir atkarīgs no temperatūras zvaigznes centrā. Zvaigzne ar Saules masu uz galvenās secības pavada aptuveni \(10\) miljardus gadu. Masīva zvaigzne, kuras masa ir piecas reizes lielāka nekā Saulei, uz galvenās secības atrodas aptuveni \(70\) miljonus gadu.​

Kad ūdeņraža krājumi kodolā ir gandrīz iztērēti, zvaigznē sākas pārmaiņas. Zvaigznes kodols saspiežas un kļūst karstāks. Tas paātrina ūdeņraža degšanu. Spiediens pieaug, un zvaigznes apvalks ievērojami izplešas. Zvaigzne kļūst par sarkano milzi un Hercšprunga - Rasela diagrammā aizņem citu vietu.

Tālākā zvaigžņu evolūcija norisinās samērā strauji un ir atkarīga no to masas. Ja zvaigznes masa nepārsniedz \(8\) Saules masas, tālākas kodolreakcijas nenotiek. Zvaigzne nomet apvalku, bet tās centrālā daļa strauji saspiežas, kļūstot par balto punduri.

Pašas masīvākās zvaigznes šajā evolūcijas posmā kļūst par sarkanajiem pārmilžiem. Ļoti augstā temperatūrā tajās sintezējas arvien smagāki ķīmiskie elementi, līdz zvaigznes centrā izveidojas dzelzs kodols. Līdzsvars zvaigznē tiek izjaukts, un tās ārējie slāņi tiek nomesti pārnovas sprādzienā. Tālākais zvaigznes liktenis ir atkarīgs no pāri palikušās masas. Ja tā nepārsniedz \(2\) Saules masas, tad izveidojas neitronu zvaigzne. Ja atlikusī masa pārsniedz \(2\) Saules masas, tad zvaigzne kļūst par melno caurumu.