بالاخره بعد از چندین ماه تونستم مقاله ی نمودار H-R  را بنویسم.

نمودار H-R یکی از ابزارهای مهم اخترفیزیکدانان در بررسی ستاره هاست. نمودار هتسپرونگ-راسل و رنگ-قدر نامهای دیگر این نمودار اند. این نمودار تعریف پیچیده ای ندارد ولی نکات بسیار جالب توجهی در بر دارد.

یک دستگاه مختصات دکارتی در نظر بگیرید. محور طول ها را دما و محور عرض ها را درخشندگی ستاره در نظر بگیرید. این نمودار H-R است! به همین سادگی به همین خوشمزگی!! البته در اکثر نمودار ها جهت افزایش دما از راست به چپ است یعنی نمودار از حدود 50000 درجه شروع و تا حدود 1000 درجه ادامه می یابد که البته این مشکلی ایجاد نمیکند چون دمای ستارگان در بازه ی معینی قرار دارد. در ضمن هر دو محور مقیاسی لگاریتمی دارند. در نمودار H-R گاهی به جای دما از رده ی طیفی و یا اندیس رنگی استفاده می کنند.

شاید شما نمودار قد و وزن را دیده باشید. این نمودار از جهات بسیاری شبیه نمودار H-R است. اگر نقاط مربوط به بسیاری از مردم جهان را در یک نمودار قد-وزن قرار دهیم خواهیم دید که قد و وزن بسیاری از افراد روی یک نوار قرار گرفته است. این نواری است که هرکس روی آن باشد قد و وزنش متناسب و طبیعی است. هر کس روی این نوار نباشد یا قدش نسبت به وزنش زیاد است (لاغر است!) یا قدش نسبت به وزنش کم است (چاق است!). چنین چیزی در نمودار H-R هم وجود دارد. اگر ستارگان بسیاری را در نمودار  H-R مشخص کنیم خواهیم دید که اکثر ستارگان نیز در نوار مشخصی تجمع میکنند. این نوار را نوار رشته ی اصلی می نامند. حال سوال اینجاست: چرا ستارگان روی رشته ی اصلی تجمع کرده اند؟ زیرا بیشتر عمر همه ی ستاره ها روی رشته ی اصلی می گذرد به عبارت ساده ستارگان روی رشته ی اصلی به مدت نسبتا طولانی بدون تغییر عمده باقی میمانند و در حال تعادل اند.

نزدیکترین ستاره به ما که تقریبا روی رشته ی اصلی قرار دارد همین خورشید خودمان است.

 

 

اما برگردیم به مثال قد و وزن؛ گفتیم کسانی که روی رشته ی اصلی نمودار قد-وزن قرار ندارند یا چاق اند یا لاغر! چنین چیزی در نمودار H-R هم صادق است یعنی ستارگانی وجود دارند( و تعدادشان هم کم نیست) که روی رشته ی اصلی قرار ندارند. پس دو حالت پیش می آید. یکی ستارگانی که به تناسب دمایشان درخشندگی زیادی دارند که خبر از اندازه ی بسیار بزرگشان میدهد و دیگری ستارگانی که به تناسب دمایشان درخشندگی بسیار کمی دارند. ستارگان بزرگ همان غولها و ابرغولهایی هستند که در نظریه ی تحول ستاره ای به آن برخوردیم و ستارگان کوچک همان کوتوله های سفید اند که ستارگان سبک نهایتا در تحول به آن میرسند.

اما ستارگان در حال تعادل همیشه روی رشته ی اصلی نیستند. ما میدانیم اکثر ستارگانی که امروز میبینیم دارای نسبت فراوانیهای عناصر تقریبا یکسانی هستند؛ به این معنی که نسبت مقدار مثلا آهن به هیدروژن در اکثر ستارگان تقریبا ثابت است. اما ستارگانی هستند که از عناصر سنگین بهره ی بسیار کمتری برده اند. این امر باعث کاهش درخشندگی ستارگان می شود در نتیجه رشته ی اصلی این نوع از ستارگان متفاوت از رشته ی اصلی معمول خواهد بود.

اما یکی از جالبترین کاربردهای نمودارH-R بررسی مسیر تحول ستاره روی این نمودار است. ستارگان هنگام تحول دماها و درخشندگی های متفاوتی را تجربه می کنند که با کنار هم قرار دادن این دماها و درخشندگی ها مسیر تحولی ستارگان به دست می آید. این مسیر از آغاز تولد ستاره شروع و تا مرگش ادامه مییابد. پیشبینی درست این مسیر کار بسیار مشکلی است زیار نیاز دارد که ما ساختار درونی ستاره و تمام فرایند های موثر بر آن را به طور کامل و دقیق بشناسیم. در مجموع دو عامل مسیر تحول ستاره را شدیدا تحت تاثیر قرار میدهند، یکی جرم ستاره و دیگری فراوانی های فلزی ستاره. جرم ستاره همچنین تعیین می کند که ستاره باید در کجای رشته ی اصلی قرار بگیرد.