Czy „Sekwencja główna” jest sekwencją czasową?

Gwiazdy wykreślone przez jasność i temperaturę powierzchni pasują do wzorów na diagramie Hertzsprunga-Russella . Szorstki podzbiór diagonalny tego wykresu nazywa się główną sekwencją. Czy jest to w jakimkolwiek sensie sekwencja czasowa? W dziale fizyki gwiazd artykułu Wikipedii znajduje się wskazówka, że odpowiedź brzmi „nie”, ale kiedyś tak uważano:

Kontemplacja diagramu doprowadziła astronomów do spekulacji, że może on wykazywać ewolucję gwiazd, przy czym główną sugestią jest to, że gwiazdy zapadły się z czerwonych gigantów w gwiazdy karłowate, a następnie poruszały się wzdłuż linii głównej sekwencji w ciągu ich życia.

Czy zatem słowo „sekwencja” w tym przypadku oznacza teraz tylko konkretne uporządkowanie, a nie postęp w czasie, który dokonuje jedna gwiazda? Czy główna sekwencja jest tylko pewnego rodzaju płaskowyżem w ewolucji gwiezdnej, gdzie gwiazdy spędzają znaczny czas?

Czy jest to w jakimkolwiek sensie sekwencja czasowa?

Nie całkiem. Przynajmniej nie w sensie gwiazdy przesuwającej się wzdłuż głównej sekwencji. To się nie zdarza. Zamiast tego gwiazda pozostaje mniej więcej zaparkowana w jednym miejscu w głównej sekwencji podczas swojego życia jako gwiazda głównej sekwencji.

Protostar jest jaśniejszy i chłodniejszy niż gwiazda, która stanie się gwiazdą zerową. Gdy gwiazda „zapali się” (zaczyna stapiać wodór (nie deuter)), następuje przejście gwiazdy do głównej sekwencji. W tym miejscu gwiazda spędza większość swojego życia. W przypadku małych gwiazd, których masa jest mniejsza niż około 40% masy Słońca, w tym miejscu gwiazda spędzi całe swoje życie jako gwiazda. Małe gwiazdy stają się coraz ciemniejsze z wiekiem.

Większe gwiazdy nie mieszają się dokładnie od najbardziej wewnętrznego rdzenia do najbardziej oddalonych regionów. Te większe gwiazdy tworzą wraz z wiekiem popiół helu. Ta fuzja wodoru ostatecznie dobiega końca, kiedy cały wodór w rdzeniu został stopiony z helem. Wtedy gwiazda opuszcza główną sekwencję. W przeciwieństwie do małych gwiazd, większe gwiazdy stają się jaśniejsze (bardziej świecące) z wiekiem.

Większe gwiazdy (gwiazdy większe niż 40% mas Słońca) mogą podwoić się lub potroić w miarę starzenia. To wzrost rzędu trzeciego do połowy rzędu wielkości i jest niewielki w porównaniu do różnicy jasności o jedenastu lub dwunastu rzędach wielkości pokazanej na wykresie HR między najmniejszym czerwonym karłem a największym niebieskim gigantem. Oznacza to, że po wejściu niemałej gwiazdy do głównej sekwencji, mniej więcej pozostaje w tym miejscu w głównej sekwencji, dopóki nie opuści głównej sekwencji.

Nie, sekwencja główna jest bardziej jak linia początkowa . Większość gwiazd spędza dużo czasu w jednym z nich ( 10 miliardów lat dla Słońca), kiedy łączą wodór z helem. Potem odchodzą.

Na tym schemacie czarna linia jest Sekwencją Główną. Kolorowe linie pokazują sekwencje czasowe. Ten postęp w czasie pojedynczej gwiazdy nazywa się jej ścieżką ewolucyjną .

Liczby wzdłuż czarnej linii to masy słoneczne (1 = słońce). Ten schemat ewoluował poprzez sekwencję obrazów użytkowników Wikimedia Rursus , GAS i Jesusmaiz.

Główną sekwencją jest w większości płaskowyż, do którego gwiazda osiąga po pełnym uformowaniu, ale zanim zacznie jej brakować wodoru, aby napędzać normalne reakcje syntezy jądrowej. I tak, sekwencja jest w większości uporządkowana - według masy, a nie wieku. Mówię głównie dlatego, że wiek ma pewien wpływ (patrz sekcja z artykułu w Wikipedii na temat głównej sekwencji dotyczącej zmian temperatury i jasności ). W rezultacie starsze gwiazdy są nieco cieplejsze i jaśniejsze niż młodsze gwiazdy.

W przypadku większości gwiazd większość emitowanego przez nią światła to promieniowanie ciała czarnego . Ilość energii wytwarzanej przez gwiazdę jest skomplikowana (jak wyjaśniono na stronie dla relacji masa-jasność ), ale dolna linia jest taka, że ​​w przypadku gwiazd o większej masie, energia wyjściowa wzrasta znacznie w stosunku do jej powierzchni, a zatem jest cieplejsza . Strona na temat promieniowania ciała czarnego ma ładne wyjaśnienie, w tym grafikę temperatury pokazującą, jak temperatura powierzchni mniejszych gwiazd jest czerwona, a gdy masa rośnie, pomarańczowy, żółty, zielony i niebieski.

Wyższa szybkość fuzji (w stosunku do wielkości) wyjaśnia, dlaczego większe gwiazdy kończą się wodorem szybciej niż mniejsze gwiazdy.

Krótka odpowiedź

Odpowiedź brzmi nie. Główna sekwencja jest sekwencją masową (a nie sekwencją czasową).

Najbardziej masywne gwiazdy znajdują się w lewym górnym rogu (ponieważ są najjaśniejsze i najgorętsze / najbardziej niebieskie). Gwiazdy o najniższej masie znajdują się w lewym dolnym rogu (ponieważ ściemniają się i stają się chłodniejsze / bardziej czerwone).

Po głównej sekwencji od lewego górnego do prawego dolnego rogu znajduje się sekwencja od wysokiej do niskiej masy.

Trochę więcej tła

Astronomowie Hertzsprung i Russel jako jedni z pierwszych zauważyli, że jasność i kolory gwiazd są nie tylko przypadkowe, ale że znaczna większość gwiazd wykazuje wąski związek między jasnością a kolorem. Najjaśniejsze gwiazdy są zwykle bardziej niebieskie (= cieplejsze), a gwiazdy ciemniejsze są zwykle bardziej czerwone (= chłodniejsze).

Podczas rysowania właściwości gwiazd na diagramie, który pokazuje jasność na osi pionowej i kolor (lub temperaturę) na osi poziomej, okazuje się, że znaczna większość gwiazd leży na dość wąskim pasku na tym schemacie. Nazywamy ten odcinek główną sekwencją, po prostu dlatego, że leży na nim większość gwiazd. (Istnieją wyjątki, na przykład czerwone olbrzymy i białe karły nie leżą w tej sekwencji, ale są one rzadsze). Ten schemat nazywamy teraz diagramem Hertzsprunga-Russela.

Większość gwiazd leży w tej sekwencji, ponieważ spędzają tam około 90% swojego życia, nie zmieniając wiele. Słońce jest także jedną z wielu gwiazd w głównej sekwencji. Wszystkie gwiazdy w głównej sekwencji są zasilane przez syntezę jądrową wodoru w swoich gorących ośrodkach. Jest to tak wydajne źródło paliwa dla gwiazdy, że wystarcza na 90% jej życia.

Modele komputerowe pomogły astronomom zrozumieć, w jaki sposób gwiazdy poruszają się po diagramie Hertzsprunga-Russela, gdy się starzeją. Kiedy gwiazdom brakuje paliwa wodorowego w swoich centrach, zaczynają się zmieniać i opuszczają główną sekwencję. To wtedy mogą urosnąć i stać się czerwonymi gigantami. Zmiany te stosunkowo szybko. Dlatego nie widzimy wielu gwiazd z dala od głównej sekwencji. Ślady tego, jak gwiazdy poruszają się po diagramie w miarę starzenia się, nazywane są śladami ewolucyjnymi. Te ewolucyjne ślady można traktować jako sekwencje czasu.