In der Astronomie ist die Hauptreihe ein kontinuierliches und deutliches Sternenband, das auf Diagrammen erscheint, bei denen die Abszisse der Farbindex B-V und die Ordinate die Leuchtkraft oder umgekehrt die absolute Helligkeit der Sterne ist. Diese Farb-Leuchtkraft-Diagramme sind nach ihren Miterfindern Ejnar Hertzsprung und Henry Norris Russell als „ Hertzsprung-Russell-Diagramme “ bekannt . Die Stars in dieser Band sind als Hauptserienstars oder "Zwergstars" bekannt. Somit befinden sich etwa 90% der oberhalb von 0,5 M ☉ beobachteten Sterne auf der Hauptreihe .
Die Hauptreihe bezeichnet auch das Hauptstadium der Entwicklung eines Sterns : In dieser Zeit entsprechen seine Eigenschaften denen der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms und werden dort tatsächlich dargestellt.
Der hohe Anteil von Sternen an der Hauptreihe ist darauf zurückzuführen, dass diese Sequenz der Phase der Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium entspricht, die den größten Teil der gesamten Lebenszeit des Sterns dauert (aufgrund des Übergewichts von Wasserstoff in der Ausgangszusammensetzung, und auch, weil die Fusion von Wasserstoff zu Helium die exoenergetische aller Kernfusionsreaktionen ist).
Zu Beginn der XX - ten Jahrhundert, beginnen wir verlässlichere Informationen über die Art und Entfernungen haben Sterne : sie zeigten Spektren (zu der Zeit, ihr sichtbarer Teil ) verschiedener Strukturen. Annie Jump Cannon und Edward Charles Pickering vom Harvard College Observatory ( Harvard University Observatory ) leiten dann eine Klassifikationsmethode ab, die als Harvard Classification Scheme bekannt ist und 1901 in den Annals of Harvard veröffentlicht wurde.
In Potsdam bemerkte 1906 der dänische Astronom Ejnar Hertzsprung, dass die rötesten Sterne, die im Harvard-Diagramm K und M klassifiziert sind, in zwei ganz unterschiedliche Gruppen unterteilt werden können:
Im folgenden Jahr begann er Sternhaufen zu studieren ; dh große Stichproben von Sternen, die alle ungefähr den gleichen Abstand haben (das Merkmal eines Haufens besteht darin, sehr viele Sterne auf kleinem Raum zusammenzufassen). Er veröffentlicht die ersten Leuchtkraft-Farb-Diagramme für diese Sterne. Diese Diagramme zeigen eine klare und kontinuierliche Reihe von Sternen, die er als „Hauptreihe“ bezeichnet.
An der Princeton University setzte Henry Norris Russell seine Forschungen in die gleiche Richtung fort. Er untersucht die Beziehung zwischen Spektralklassifikation und absolute Helligkeit, absolute Größe . Zu diesem Zweck verwendet er eine Stichprobe zuverlässiger Parallaxensterne , von denen viele in Harvard klassifiziert wurden. Wenn er die Spektraltypen dieser Sterne nach ihrer absoluten Helligkeit klassifiziert, stellt er fest, dass Zwergsterne einer genau definierten Beziehung folgen. Dies ermöglicht es ihm, die absolute Größe eines Sterns mit relativer Genauigkeit vorherzusagen .
Unter den von Hertzsprung beobachteten roten Sternen folgen auch die Zwerge der von Russell entdeckten Farb-Leuchtkraft-Beziehung. Aber da Riesen viel heller sind als Zwerge, folgen sie nicht der gleichen Beziehung. Russell schlägt vor , dass „Riesenstern mit niedriger Dichte haben sollte, oder eine hohe Oberflächenhelligkeit und umgekehrt für Zwergsterne . “ Das gleiche Diagramm zeigt auch, dass es einige seltene weiße Sterne gibt, die sehr schwach beleuchtet sind.
1933 führte Bengt Strömgren den Begriff „Hertzsprung-Russell-Diagramm“ ein, um ein Diagramm zu bezeichnen, das die Leuchtkraft in Abhängigkeit von der Spektralklasse darstellt . Dieser Name bezieht sich auf die parallele Entwicklung dieser Technik durch Hertzsprung und Russell zu Beginn des Jahrhunderts.
Das in den 1930er Jahren entwickelte Vogt-Russell-Theorem stellt einen Zusammenhang zwischen der Masse des Sterns einerseits und dem Radius und der Leuchtkraft dieses Sterns andererseits her. Da das HR-Diagramm dieselben Werte verwendet, kann man aus seiner Position im Diagramm auf die Masse und den Radius eines Sterns schließen (es wurde jedoch später entdeckt, dass der Satz nicht mehr genau ist, wenn die Zusammensetzung des Sterns Stern nicht einheitlich ist ).
Ein verbessertes Schema zur Sternenklassifizierung , bekannt als "MK", wurde 1943 von WW Morgan und PC Keenan veröffentlicht. Die MK-Klassifizierung gibt jedem Stern einen Spektraltyp basierend auf der Harvard-Klassifizierung – und eine Leuchtkraftklasse. Die Harvard-Klassifikation wurde entwickelt, indem man Sterntypen basierend auf der Bedeutung der verschiedenen Linien im Wasserstoffspektrum Buchstaben zuordnete, bevor die Beziehung zwischen Spektrum und Temperatur bekannt war. Ordnen wir sie nach der Temperatur an und eliminieren wir die Duplikate, erhalten wir die Spektraltypen als Funktion der abnehmenden Temperaturen mit den Farben von Blau bis Rot: Die Folge wird O, B, A, F, G, K und M. Die Helligkeitsklassen reichen von I bis V, geordnet nach abnehmender Helligkeit. Die Sterne der Leuchtkraft V bilden die Hauptreihe.
Wenn sich beim Kollaps einer riesigen Molekülwolke aus Gas und Staub im lokalen interstellaren Medium ein Protostern bildet ( Stellogenese ), ist er zunächst homogen und besteht aus ca. 70 % Wasserstoff und 28 % Wasserstoff. “ Helium , plus Spuren anderer Elemente. Die Anfangsmasse des Sterns hängt von den lokalen Bedingungen in der Wolke ab.
Während dieses anfänglichen Kollapses soll der entstehende Stern der Vorläufer der Hauptreihe sein setzt aus dem entstehenden Innendruck Energie (insbesondere in kinetischer und Temperaturform) frei. Wenn der Protostern eine ausreichende Dichte erreicht, um die Coulomb-Barriere zu passieren , beginnt der Kernfusionsprozess , Wasserstoff im Kern in Helium umzuwandeln und so mehr Zentrifugalenergie freizusetzen , die den Kern allmählich ausgleicht – im Wesentlichen zentripetale Gravitationsenergie .
Die Dichte des Sterns stabilisiert sich und die Kernfusion von Wasserstoff wird zum dominierenden Prozess der Energieerzeugung.
Sobald sich ein Stern gebildet hat, erzeugt er in seinem heißen, dichten Kern Energie durch Kernfusion von Wasserstoffkernen zu Heliumkernen . Während dieser Lebensphase befindet sich der Stern auf der Hauptsequenz des HR-Diagramms, an einem Punkt, der hauptsächlich durch seine Masse definiert ist, mit einigen Korrekturen hauptsächlich aufgrund seiner chemischen Zusammensetzung. Die Massenverteilung neu entstandener Sterne wird empirisch durch die Anfangsmassenfunktion beschrieben .
Alle Sterne der Hauptreihe haben eine Kernregion, in der Energie durch Kernfusion erzeugt wird. Die Temperatur und Dichte dieses Kerns sind auf einem Niveau, das ausreicht, um die Energieproduktion aufrechtzuerhalten, die das Gewicht des Rests des Sterns tragen kann. Eine Verringerung der Energieproduktion würde eine Kompression um dieses Gewicht bewirken, wodurch die Energieproduktion aufgrund des Druck- und Temperaturanstiegs wieder auf das richtige Niveau gebracht würde. Umgekehrt würde ein zu starker Anstieg der Energieproduktion dazu führen, dass der Stern anschwillt, wodurch der Druck und die Temperatur des Kerns sinken. Der Stern bildet daher ein selbstreguliertes System im hydrostatischen Gleichgewicht , das während seines Aufenthalts auf der Hauptreihe stabil ist. Alle Sterne der Hauptreihe befinden sich in diesem stabilen Zustand, wobei der thermische Druck des heißen Kerns den Gravitationsdruck der oberen Schichten ausgleicht, und die meisten ihrer Eigenschaften resultieren aus diesem Gleichgewicht.
Hertzsprung-Russell-Diagramm , vereinfacht durch Sterngruppen Spektraltyp Brauner Zwerg Weiße Zwerge Rote Zwerge Unterzwerge Hauptfolge ("Zwerge") Unterriesen Riesen Leuchtende Riesen Überriese Hyperriese Größe absolut (M V ) Absolute Größe |
Die Eigenschaften des Sterns bestimmen seinen Platz im Hertzsprung-Russell-Diagramm auf einer Kurve, die als Standardhauptreihe bezeichnet wird . Astronomen bezeichnen diese Phase manchmal als Zero Age Main Sequence (ZAMS, Akronym für Zero Age Main Sequence ). Die ZAMS-Kurve kann mit numerischen Modellen der Sterneigenschaften berechnet werden, wenn der Stern zu verschmelzen beginnt. Ab diesem Zeitpunkt nehmen die Leuchtkraft und Oberflächentemperatur von Sternen im Allgemeinen mit dem Alter zu.
Die meisten Sterne in einem typischen HR-Diagramm befinden sich in der Hauptreihe. Diese Linie wird betont, weil Spektraltyp und Leuchtkraft zumindest in erster Näherung nur von der Masse des Sterns abhängen, solange der Stern in seinem Kern die Verschmelzung von Wasserstoff vollzieht - und dafür tun fast alle Sterne den Großteil ihres Berufslebens .
Die Variation der Lichtintensität zwischen den kühleren Sternen ist groß genug, um die Zwerge ( rot , orange oder gelb ) von den größeren zu unterscheiden. Bei wärmeren Sternen (weiß und blau) ist die Variation in Größe und Helligkeit jedoch zwischen den Sternen nicht direkt beobachtbar . Aus diesem Grund unterscheidet die Nomenklatur Zwergsterne von Riesen, indem sie sich auf den Unterschied zwischen Spektren bezieht , deren Linien anzeigen, ob der Stern auf der Hauptreihe oder außerhalb liegt. Trotzdem können auch sehr heiße und massereiche Sterne in der Hauptreihe manchmal als Zwerge bezeichnet werden.
Andere Faktoren tragen zur Ausbreitung der Hauptreihe im HR-Diagramm bei: Unsicherheit in der Entfernung der Sterne und das Vorhandensein unaufgelöster Doppelsterne, die die beobachteten Sternparameter verändern können . Aber selbst eine perfekte Beobachtung würde eine vergrößerte Hauptreihe zeigen, da die Masse nicht der einzige Parameter ist, der die Farbe und/oder Helligkeit eines Sterns beeinflusst. Neben Variationen in der chemischen Zusammensetzung – sowohl in der anfänglichen Häufigkeit als auch in der Entwicklung des Sterns – kann auch die Wechselwirkung mit einem nahen Begleiter , eine schnelle Rotation oder ein Magnetfeld die Position eines Sterns auf dem Stern leicht verändern , um einige Faktoren zu nennen. Es gibt zum Beispiel Sterne, die sehr arm an Elementen mit einer höheren Ordnungszahl als Helium sind – das sind die Sterne mit geringer Metallizität – die sich direkt unterhalb der Hauptreihe befinden. Genannt Unterzwerge , führen diese Sterne die Fusion von Wasserstoff in ihrem Kern, und die untere Grenze der Hauptsequenz markieren, so weit wie die chemische Zusammensetzung betrifft.
Ein fast vertikaler Bereich des HR-Diagramms, das als Instabilitätsband bekannt ist , wird von pulsierenden veränderlichen Sternen, insbesondere Cepheiden, eingenommen . Diese Sterne variieren in regelmäßigen Abständen in ihrer Größe, was ihnen ein pulsierendes Aussehen verleiht. Der Streifen schneidet den oberen Teil der Hauptreihe im Bereich der Klassen A und F, zwischen 1 und 2 M ☉ . Variable Sterne in dem Teil der Instabilitätszone, der den oberen Teil der Hauptreihe schneidet, werden als Variablen vom Typ Delta Scuti bezeichnet . Die Hauptreihensterne in dieser Region unterliegen nur geringen Amplitudenänderungen, und diese Variation ist daher schwer zu erkennen. Andere instabile Hauptreihensternklassen, wie Beta-Cephei- Typ- Variablen – nicht zu verwechseln mit Cepheiden – haben nichts mit diesem Instabilitätsband zu tun.
Hauptreihensterne produzieren ihre Energie durch zwei Wasserstofffusionsprozesse, und die Geschwindigkeit der Energieproduktion hängt von der Kerntemperatur ab. Astronomen unterteilen dann die Hauptsequenz in einen oberen und unteren Teil, je nach dem genauen Mechanismus der dominanten Kernfusionsreaktion:
Sterne unterhalb Eineinhalbfachen der Masse der Sonne (1,5 M ☉ ) hauptsächlich merge Wasserstoffkerne durch direkte Fusion und β Zerfall von Wasserstoffisotopen: Deuterium und Tritium ( PP - Kette ). Die untere ist , wo die Kette pp vorherrscht , wo die Wasserstoffisotope Proton , Deuterium und Tritium merge direkt, das Tritium unterzieht β Zerfall , die sich langsam in Neutronen Protonen verwandelt α - Teilchen zu bilden.
Bei einer Temperatur von 18 Millionen Kelvin übertrifft der CNO-Zyklus die pp-Kette in der Produktivität. Dies entspricht einem Stern von etwa 1,5 M ☉ . F oder kühlere Sterne verwenden also die pp-Kette, während A oder wärmere Sterne den CNO-Zyklus verwenden. Der Übergang von einem Produktionsmodus zum anderen erfolgt in einem Intervall von weniger als 1 M ☉ : In der Sonne werden nur 1,5% der Energie durch den CNO-Zyklus erzeugt. Umgekehrt beziehen Sterne mit einer Größe von mehr als 1,8 M ☉ fast ihre gesamte Energie aus dem CNO-Zyklus. Oberhalb dieser Masse wird die Kerntemperatur ausreichend, um die Verschmelzung von Protonen mit Kohlenstoff- (C), Stickstoff- (N) und Sauerstoffkernen (O) und einer Kette, die diese Kerne als Zwischenstufen verwendet, zu ermöglichen, nachdem die Produktion eines Heliumkerns gestartet wurde . Dies ist der CNO-Zyklus , der die Proton-Proton-Kette an Bedeutung schnell überholt . Der obere ist, wo der CNO-Zyklus dominiert, wo Protonen mit schwereren Kernen, Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff verschmelzen, die einen β-Zerfall durchlaufen und schließlich ein α ausstoßen, um den Zyklus erneut zu starten.
Die beobachtete Obergrenze für Hauptreihensterne liegt bei 120 bis 200 M ☉ . Die theoretische Erklärung für diese Grenze ist, dass Sterne, die sie überschreiten, nicht schnell genug Energie ausstrahlen können, um stabil zu bleiben, sodass jede zusätzliche Masse durch eine Reihe von Pulsen ausgestoßen wird, bis der Stern eine stabile Grenze erreicht. Die untere Grenze für die von der pp-Kette aufrechterhaltene Kernfusion beträgt etwa 0,08 M ☉ . Unterhalb dieser Masse gibt es substellare Objekte, die die Fusion von Wasserstoff nicht unterstützen und die als Braune Zwerge bezeichnet werden .
Da es einen Temperaturunterschied zwischen dem Herzen und der Oberfläche oder Photosphäre gibt , breitet sich die Energie nach außen aus. Die beiden Arten des Energietransports sind Leitung und Konvektion . Bei der Leitung wird Energie bei diesen Temperaturen hauptsächlich durch Strahlung übertragen. Ein leitfähiger Bereich ist ein Bereich, der in Bezug auf Konvektion stabil ist und in dem nur sehr wenig Materie vermischt wird. In einer Konvektionszone hingegen wird die Energie durch das sich bewegende Plasma transportiert : Das Material wird abwechselnd vom Kern erwärmt und nach außen transportiert, dann an der Oberfläche durch Strahlung abgekühlt und nach innen transportiert. Konvektion ist ein effizienterer Modus für den Energietransport als Leitung, aber er findet nur unter Bedingungen statt, die einen starken Temperaturgradienten erzeugen, d.h. wo die Temperatur schnell mit der Temperatur variiert Wärmeundurchlässigkeit, die die Leitung einschränken würde. Die Konvektionszone befindet sich daher in den Außenschichten des Sterns, in einer Zone, die an ihrer Basis durch den Kern stark erhitzt und an ihrer Peripherie durch die Außenschicht des Sterns gekühlt wird.
In massereichen Sternen (über 10 M ☉ ) ist die Rate der Energieproduktion durch den CNO-Zyklus sehr temperaturempfindlich, so dass die Fusion im Kern stark konzentriert ist. In dieser Region gibt es also einen starken Temperaturgradienten, was zu einer Konvektionszone führt, die für einen besseren Energietransport sorgt. Diese Materialmischung um den Kern herum entfernt das Helium, das aus dem Wasserstoffschmelzbereich erzeugt wird. Dadurch kann während des Aufenthalts auf dem Hauptblock ein größerer Anteil des Wasserstoffs verbraucht werden. Im Gegensatz dazu transportieren die peripheren Regionen eines massereichen Sterns Energie durch Leitung, mit geringer oder keiner Konvektion.
Bei Sternen geringerer Masse wird dieser konvektive Kern immer kleiner und verschwindet für etwa 2 M ☉ . Dies ist bei Sternen mittlerer Masse wie Sirius der Fall , die Energie hauptsächlich durch Leitung transportieren, mit einer kleinen Konvektionszone in der Nähe des Herzens. Unten sind Sterne wie die Sonne in der Nähe des Kerns leitfähig, aber in der Nähe der Oberfläche konvektiv: Der konvektionsstabile Kern ist mit Helium angereichert und von wasserstoffreichen Schichten umgeben, die durch Konvektion gemischt werden.
Und für Sterne noch kleinerer Masse erreichen wir Sterne , deren Konvektionszone nimmt die gesamte Masse: Stars der sehr geringen Masse nicht sehr heiß (unter 0,4 M ☉ ) in ihrer ganzen konvektiven sind. So verteilt sich das im Kern produzierte Helium über den ganzen Stern, wodurch eine relativ gleichmäßige Atmosphäre und eine entsprechend längere Lebensdauer der Hauptreihe entsteht.
Die genaue Masse-Leuchtkraft-Beziehung hängt davon ab, wie effizient Energie vom Herzen an die Oberfläche transportiert wird. Eine höhere Opazität hat eine isolierende Wirkung, die mehr Energie in der Nähe des Kerns speichert, sodass der Stern nicht so viel Energie produzieren muss, um das hydrostatische Gleichgewicht aufrechtzuerhalten . Umgekehrt führt eine geringere Opazität dazu, dass Energie leichter entweicht, und der Stern muss mehr schmelzbares Material verbrauchen, um das Gleichgewicht aufrechtzuerhalten. Beachten Sie jedoch, dass eine ausreichend hohe Opazität den Energietransport durch Konvektion auslösen kann, was die Bedingungen für die Aufrechterhaltung des Gleichgewichts verändert.
Bei massereichen Sternen auf der Hauptreihe wird die Opazität durch Elektronenstreuung dominiert , die praktisch unabhängig von der Temperatur ist. Die Leuchtkraft nimmt also nur mit der Kubik der Masse des Sterns zu. Für Sterne unter 10 M ☉ , Opazität wird von der Temperatur abhängig, das führt zu einer Veränderung der Helligkeit der Annäherung 4 th Macht der Masse des Sterns. Bei Sternen mit sehr geringer Masse tragen auch Moleküle in der Atmosphäre zur Trübung bei. Unterhalb von etwa 0,5 M ☉ variiert die Leuchtkraft des Sterns wie die Masse in der Potenz von 2,3, was zu einer Abnahme der Steigung des Leuchtkraftdiagramms als Funktion der Masse führt. Auch diese Verfeinerungen sind jedoch nur eine Annäherung, und die Masse-Leuchtkraft-Beziehung kann von der Zusammensetzung des Sterns abhängen.
K | Beispiele | ||||
---|---|---|---|---|---|
Strahl | Masse | Helligkeit | Temperatur | ||
O5 | 18 | 40 | 500.000 | 38.000 | Zeta Welpenupp |
B0 | 7,4 | 18 | 20.000 | 30.000 | Phi 1 Orionis |
B5 | 3.8 | 6,5 | 800 | 16.400 | Pi Andromedae A |
A0 | 2.5 | 3.2 | 80 | 10.800 | Alpha Coronae Borealis A |
UM 5 | 1.7 | 2.1 | 20 | 8 620 | Beta Pictoris |
F0 | 1,4 | 1.7 | 6 | 7.240 | Gamma-Virginis |
F5 | 1,2 | 1,29 | 2.5 | 6540 | Eta Arietis |
G0 | 1,05 | 1,10 | 1,26 | 6000 | Beta Comae Berenices |
G2 | 1.00 | 1.00 | 1.00 | 5 750 | Sonne |
G5 | 0,93 | 0,93 | 0,79 | 5 560 | Alpha-Mensa |
K0 | 0,85 | 0,78 | 0,40 | 5 150 | 70 Ophiuchi A |
K5 | 0,74 | 0,69 | 0,16 | 4.640 | 61 Cygni A |
M0 | 0,63 | 0,47 | 0,063 | 3 920 | Gliese 185 |
M5 | 0,32 | 0,21 | 0,0079 | 3 120 | EZ Aquarien A |
M8 | 0,13 | 0,10 | 0,0008 | - | Van Biesbroecks Stern |
Die Temperatur eines Sterns bestimmt seinen Spektraltyp durch seine Wirkung auf die physikalischen Eigenschaften des Plasmas in seiner Photosphäre . Die Energieemission eines Sterns als Funktion der Wellenlänge wird sowohl von der Temperatur als auch von der chemischen Zusammensetzung beeinflusst. Ein wichtiger Indikator in dieser Energieverteilung wird durch den gegebene B - V Farbindex , der die Differenz in misst scheinbare Helligkeit des Sterns durch einen Standard - Blaufilter (gesehen B ) und ein Standard - Grün-Gelb - Filter ( V ). Dieser Größenunterschied ist ein Maß für die Temperatur des Sterns.
Wenn wir den Stern als idealer Heizkörper von Energie, bekannt als behandeln schwarzen Körper , können wir die Helligkeit betreffen L und die Radius R auf die effektive Temperatur je nach Stefan-Boltzmann - Gesetz von:
wobei σ die Stefan-Boltzmann-Konstante ist . Da die Position eines Sterns im HR-Diagramm eine Schätzung seiner Leuchtkraft liefert, kann diese Beziehung zur Schätzung seines Radius verwendet werden.
Die Werte von Leuchtkraft ( L ), Radius ( R ) und Masse ( M ) sind relativ zu denen der Sonne, eines Zwergsterns der Spektralklassifizierung G2 V. Die tatsächlichen Werte für einen Stern können um 20 bis 30 . abweichen %-Werte nebenstehend aufgeführt.
Ein Stern wird in der Nähe der Anfangsposition auf der Hauptreihe bleiben, bis ein erheblicher Teil des Wasserstoffs in seinem Kern verbraucht ist. Dann beginnt er sich zu einem helleren Stern zu entwickeln. (Im HR-Diagramm bewegt sich der Stern nach oben und rechts von der Hauptreihe.)
Da sich im Kern eines Hauptreihensterns unbrauchbares Helium ansammelt, führt die Abnahme des Wasserstoffs pro Masseneinheit dazu, dass die Geschwindigkeit der Massenfusion allmählich sinkt. Um diesen Effekt auszugleichen, steigen Temperatur und Druck des Herzens allmählich an, was zu einer erhöhten Gesamtenergieproduktion führt (um die erhöhte Dichte im Inneren zu unterstützen). Dies führt zu einem langsamen, aber kontinuierlichen Wachstum der Helligkeit und des Radius des Sterns im Laufe der Zeit. So betrug zum Beispiel die Helligkeit der Sonne in ihren frühen Tagen nur 70 % ihres aktuellen Wertes. Mit zunehmendem Alter ändert sich die Position eines Sterns im HR-Diagramm nach oben. Dies führt zu einer Verbreiterung des Hauptreihenbandes, da Sterne in zufälligen Bruchteilen ihrer Lebenszeit beobachtet werden. Die als Ganzes beobachtete Hauptsequenz ist eine breitere Bande als die ZAMS allein .
Wenn etwa zur gleichen Zeit ein Sternhaufen entsteht, hängt die Lebensdauer seiner Sterne von ihrer Masse ab. Die massereichsten Sterne verlassen zuerst die Hauptreihe, gefolgt von Sternen mit immer geringerer Masse im Laufe der Zeit. Die Sterne entwickeln sich daher in der Reihenfolge ihrer Position auf der Hauptreihe, beginnend mit dem massereichsten oben links im HR-Diagramm. Die aktuelle Position, an der diese Sterne die Hauptreihe verlassen, wird als Wendepunkt bezeichnet. Durch Kenntnis der Lebensdauer der Hauptreihe an dieser Stelle ist es möglich, das Alter des Clusters abzuschätzen.
Symbol | Größe dargestellt |
---|---|
Gesamtenergie, die während der Lebensdauer des Sterns produziert werden soll | |
Masse des Sterns auf der Hauptreihe | |
Helligkeit des Sterns auf der Hauptreihe | |
Masse der Sonne | |
Helligkeit der Sonne | |
Geschätzter Wert der Lebensdauer des Sterns auf der Hauptreihe |
Die Gesamtenergiemenge, die ein Stern durch Kernfusion von Wasserstoff erzeugen kann, ist durch die anfänglich im Kern verfügbare Wasserstoffmenge begrenzt. Bei einem Stern im Gleichgewicht ist die im Herzen erzeugte Energie gleich der an der Oberfläche abgestrahlten Energie. Die Lebensdauer eines Sterns lässt sich daher in erster Näherung als Verhältnis zwischen der Gesamtenergie, die er durch Fusion erzeugen kann, und seiner Leuchtkraft (der Energiemenge, die er pro Zeiteinheit abstrahlt) abschätzen :
Diese beiden zugehörigen Verhältnismäßigkeitsverhältnisse ergeben somit:
Die Lebensdauer eines Sterns auf der Hauptreihe lässt sich dann aus der bekannten und vorhergesagten Entwicklung der Sonne abschätzen: Er befindet sich seit etwa 4,5 Milliarden Jahren auf der Hauptreihe und wird sie in 6,5 Milliarden Jahren zum Roten Riesen werden , für eine Gesamtlebensdauer auf der Hauptreihe von 10 bis 10 Jahren . Daher die Näherung:
Die negative Potenz zeigt an, dass die Lebensdauer auf der Hauptreihe des Sterns umgekehrt mit seiner Masse variiert . Ein Stern in der Hauptreihe ist in erster Näherung eine Kugel aus Gas und Plasma, bei der die Neigung zum Kollaps aufgrund der Schwerkraft durch die Tendenz zum Aufblasen aufgrund des Strahlungsdrucks ausgeglichen wird . Bei einem massereichen Stern, der mehr Wasserstoff zum Verschmelzen hat, wird dieses Gleichgewicht bei einer deutlich höheren Kerntemperatur erreicht, was eine sehr hohe Schmelzrate induziert: Ein massereicher Stern hat in gewisser Weise ein größeres Reservoir als "ein Stern mit geringer Masse, aber verbraucht" viel mehr, es hat letztlich viel weniger Autonomie.
Die massereichsten Sterne können daher nur wenige Millionen Jahre auf der Hauptreihe verbleiben, während Sterne mit einer Masse von weniger als 0,1 M ☉ mehr als eine Billion (10 12 Jahre) dort verbleiben können .
Wenn der gesamte Wasserstoff-Brennstoff im Herzen verbraucht ist, entwickelt sich der Stern von der Hauptreihe im HR-Diagramm weg. Das Verhalten eines Sterns hängt dann von seiner Masse: Sterne von weniger als 0,23 M ☉ werden weiße Zwerge , während diejenigen mit bis zu 10 M ☉ durch einen gehen roten Riesen Bühne . Massivere Sterne können zu einer Supernova explodieren oder direkt in ein Schwarzes Loch kollabieren .
Wenn ein Hauptreihenstern den Wasserstoff in seinem Kern verbraucht hat, führt die Verlangsamung der Energieproduktion dazu, dass der Gravitationskollaps erneut beginnt. Für Sterne mit weniger als 0,23 M ☉ wird erwartet, dass sie zu Weißen Zwergen werden, sobald die Stromerzeugung durch Kernfusion aufhört, aber der Prozess ist so langsam, dass sie mehr als das aktuelle Alter des Universums benötigen.
Bei einem Stern von mindestens 0,5 M ☉ schwillt er, sobald die Wasserstoffreserve im Kern erschöpft ist, zu einem Riesen an und erreicht eine Temperatur, die ausreicht, um die Verschmelzung von Heliumkernen zu Kohlenstoff durch den 3α-Prozess auszulösen . Sterne mit mehr als 5–7,5 M ☉ können auch Elemente höherer Ordnungszahl verschmelzen.
Die Energieabgabe dieses Pfades pro Masseneinheit beträgt nur ein Zehntel der von Wasserstoff, und die Leuchtkraft des Sterns nimmt zu. Dieses riesige Stadium ist kürzer als das der Hauptsequenz: Zum Beispiel sollte die Sonne in diesem Stadium nur 130 Millionen Jahre bleiben , verglichen mit den 10 Milliarden, die für die Fusion von Wasserstoff aufgewendet wurden.
In massereicheren Sternen bis zu 10 M ☉ erreicht der den Heliumkern umgebende Wasserstoff eine Temperatur und einen Druck, die ausreichen, um eine Fusion zu durchlaufen, die eine Fusionsschicht aus Wasserstoff bildet. Infolgedessen entspannt sich die äußere Hülle des Sterns und kühlt ab, und der Stern wird zu einem roten Riesen . An dieser Stelle verlässt der Stern daher die Hauptreihe und tritt in den Zweig der Riesen ein. Es folgt einer evolutionären Trajektorie im HR-Diagramm schräg gegenüber der Hauptreihe nach rechts. Dies ist seine evolutionäre Bahn.
Der Heliumkern zieht sich weiter zusammen, bis er vollständig vom degenerierenden Druck der Elektronen unterstützt wird – ein Quanteneffekt , der die Kompression der Materie einschränkt.
Bei Sternen von 10 M ☉ oder mehr könnte dieser Prozess zu einem immer dichteren Kern führen, der schließlich kollabiert und die äußeren Schichten in einer Supernova- Explosion vom Typ II, Typ Ib oder Typ Ic ausstößt.