Kaikkien aikojen tähtikaavio

Hertzsprungin-Russellin kaavio Hipparcos-satelliitin havainnoista piirrettynä. Nämä tähdet sijaitsevat melko lähellä Aurinkoa. Vaaka-akselilla on tähden spektriluokka, pintalämpötila tai väri, nämä kaikki sisältävät viime kädessä saman informaation. Pystyakselilla on tähden todellinen kirkkaus. Kuva: Wikimedia Commons, Richard Powell.

Käsittelin aiemmin Dava Sobelin teosta The Glass Universe, jossa kerrottiin naisista, jotka suurelta osin kehittelivät menetelmämme luokitella tähtien spektrejä. Tuo ns. Harvardin luokitus jakaa tähdet luokkiin O-B-A-F-G-K-M spektriviivojen suhteellisien voimakkuuksien perusteella, tähden lämpötila laskee O-tähtien kymmenistä tuhansista asteista M-tähtien pariin tuhanteen asteeseen. Sama informaatio sisältyy myös tähtien väriin, O-tähdet ovat sinisiä, M-tähdet punaisia. Harvardin spektroskopiaryhmään kuulunut Antonia Maury näki eroja myös viivojen leveyksissä saman spektriluokan tähdillä, mutta tämän yhteys tähtien fysikaalisiin ominaisuuksiin jäi vähän hämäräksi, osin siksi ettei ryhmän johtaja Edward Pickering pitänyt näyttöä vakuuttavana.

Tanskalainen Ejnar Hertzsprung oli kuitenkin vakuuttunut siitä, että Maury oli ollut jonkin hyvin oleellisen jäljillä. Hertzsprung koki valaistumisen hetken vuonna 1911, kun hän piirsi avoimen tähtijoukon tähtien parametrit kaksiulotteiseen kaavioon, jonka toisella akselilla oli spektriluokka (tai lämpötila tai väri), toisella tähden todellinen kirkkaus. Jälkimmäistä parametria varten piti tietää tähden etäisyys - kaksi tähteä voi näyttää yhtä kirkkailta taivaalla, mutta toinen on todellisuudessa paljon kirkkaampi, mutta huomattavasti kauempana. Tähtijoukon tähdet ovat meistä katsottuna käytännössä samalla etäisyydellä, joten takana piilevän järjestyksen pystyi helpommin havaitsemaan. Kaksi vuotta myöhemmin Henry Norris Russell päätyi itsenäisesti samaan tulokseen.

Hertzsprungin-Russellin kaavio, johon on merkitty paitsi tähtien värit ja kirkkaudet, niin myös niiden koot, tosin viitteellisinä - tähtien suhteelliset kokoerot ovat todellisuudessa paljon suurempia, suurimmat jättiläistähdet vastaavat kooltaan noin tuhatta Auringon halkaisijaa, valkoiset kääpiöt ovat maapallon kokoluokkaa läpimitaltaan. Kuva: ESO.

Tähdet eivät jakaudu tässä Hertzsprungin-Russellin kaaviossa tasaisesti parametriavaruuteen, vaan ne muodostavat selviä ryhmittymiä. Suurin osa tähdistä sijoittuu ns. pääsarjaan, joka vähän mutkitellen kulkee kuvion oikean yläkulman kuumista ja kirkkaista sinisistä tähdistä vasemman alakulman kylmiin ja himmeisiin punaisiin tähtiin. Toinen merkittävä keskittymä ovat punaiset jättiläistähdet, niiden lisäksi on valkoisia kääpiöitä ja harvalukuisia ylijättiläisiä. Vieläkin hienojakoisempia tapoja luokitella kaavion tähtiä löytyy.

1920-luvulta lähtien tähdistä tehtyihin havaintoihin alettiin soveltaa atomi- ja ydinfysiikan kasvavaa tietämystä ja vähitellen paljastui se, mitä tähtien ryhmittymisten takana piilee. Pääsarjavaihe vastaa pitkää vakaata vaihetta tähden kehityksessä, jolloin vety fuusioituu heliumiksi tähden ytimessä. Sijainnin pääsarjassa määrää käytännössä tähden massa, raskaammat pääsarjan tähdet ovat kuumempia ja kirkkaampia. Kirkkaammat pääsarjan tähdet ovat myös läpimitaltaan suurempia. Pääsarjavaiheessa tähden kirkkaus muuttuu vain hyvin vähän.

Tähtien tie pois pääsarjasta. Pääsarjan vieressä olevat numerot ilmaiset tähtien alkuperäisiä massoja Auringon massoina. Kuva: Wikimedia Commons, Rursus, G.A.S., Jesusmaiz.

HR-kaaviossa näkyvät myös pääsarjan jälkeiset tähtien kehitysvaiheet (kts. kuva yllä). Kun tähden ytimen vetyvarasto ehtyy, vedyn fuusio siirtyy ulommaksi. Samalla tähden ulko-osat laajenevat ja viilenevät, mutta kokonaiskirkkaus kasvaa - siitä tulee punainen jättiläinen. Mitä raskaampi tähti on, sitä nopeammin se siirtyy pois pääsarjasta punaisten jättiläisten joukkoon. Myöhemmin tähdellä voi käynnistyä heliumin ja muidenkin aineiden fuusio, tästä enemmän jossakin muussa yhteydessä.

Kirkkaiden ja kuumien tähtien pääsarjassa viettämä aika on vain muutamia miljoonia vuosia, Auringon pääsarjavaihe kestää noin kymmenen miljardia vuotta. Pienet ja himmeät valkeat kääpiöt edustavat melko keveiden, alun perin korkeintaan muutama kertaa Aurinkoa massiivisempien tähtien kehityksen lopputilaa (jos valkoinen kääpiö on mukana kaksoistähdessä, jonka komponentit kiertävät melko lähellä toisiaan, kehitys voi jatkua saaden hyvin mielenkiintoisia vaiheita).

Pallomaisen tähtijoukon HR-kaavio. Kuva: Wikimedia Commons, R.J. Hall, tekstit lisätty.

Edellä mainitut tähtien kehityskulut näkyvät hyvin tarkasteltaessa tähtijoukkojen HR-kaavioita, niiden avulla voidaan nimittäin määrittää joukon ikä. Tähtijoukon tähdet ovat syntyneet suunnilleen samaan aikaan suuresta tähtienvälisestä kaasupilvestä; mitä pidempi joukon pääsarja on, eli mitä, sitä vanhemmasta tähtijoukosta on kyse. Suurin osa avoimista tähtijoukoista on melko nuoria, muutamien satojen miljoonien vuosien ikäisiä. Toki useamman miljardin vuoden ikäisiäkin avoimia tähtijoukkoja löytyy. Oma lukunsa ovat Linnunradan pallomaiset tähtijoukot, ne ovat kaikki hyvin vanhoja, iältään 10-13 miljardia vuotta. Kuten oheisesta kuvasta näkyy, niillä pääsarja on enää hyvin lyhyt tynkä.

HR-kaavio on edelleen hyvin keskeisessä roolissa tutkittaessa tähtien ja niiden muodostamien järjestelmien kehitystä vaikkapa parhaillaan mittauksia tekevän GAIA-luotaimen havaintoaineistoa käyttäen. Ei ollenkaan huonosti yli sata vuotta vanhalta työkalulta!

Pääasiallisena lähteenä käyttämäni Malcolm Longairin kirja The Cosmic Century sisältää yksityiskohtaisemman kuvauksen HR-kaavion historiasta ja sen yhteyksistä tähtien rakenteen ja kehityksen malleihin. Se on laaja kokonaisesitys 1900-luvun tähtitieteestä.