Hauptsequenz - Main sequence

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Ein Hertzsprung-Russell-Diagramm zeigt die Leuchtkraft (oder absolute Größe ) eines Sterns gegen seinen Farbindex (dargestellt als B - V). Die Hauptsequenz ist als markantes diagonales Band sichtbar, das von links oben nach rechts unten verläuft. Diese Darstellung zeigt 22.000 Sterne aus dem Hipparcos-Katalog sowie 1.000 Sterne mit geringer Leuchtkraft (rote und weiße Zwerge) aus dem Gliese-Katalog der Sterne in der Nähe .

In der Astronomie , die Hauptreihe ist eine kontinuierliche und unverwechselbare Band von Sternen , die auf Grundstücke des Sternes erscheint Farbe im Vergleich zu Helligkeit . Diese Farbgrößen-Diagramme sind nach ihren Mitentwicklern Ejnar Hertzsprung und Henry Norris Russell als Hertzsprung-Russell-Diagramme bekannt . Stars in dieser Band sind als Hauptreihensterne oder Zwergsterne bekannt . Dies sind die zahlreichsten wahren Sterne im Universum und umfassen die Sonne der Erde .

Nach der Kondensation und Entzündung eines Sterns erzeugt er in seiner dichten Kernregion durch Kernfusion von Wasserstoff zu Helium Wärmeenergie . Während dieser Phase des Lebens des Sterns befindet er sich in der Hauptsequenz an einer Position, die hauptsächlich durch seine Masse, aber auch durch seine chemische Zusammensetzung und sein Alter bestimmt wird. Die Kerne der Hauptreihensterne befinden sich im hydrostatischen Gleichgewicht , wobei der nach außen gerichtete thermische Druck vom heißen Kern durch den nach innen gerichteten Druck des Gravitationskollapses aus den darüber liegenden Schichten ausgeglichen wird . Die starke Abhängigkeit der Energieerzeugungsrate von Temperatur und Druck trägt dazu bei, dieses Gleichgewicht aufrechtzuerhalten. Die im Kern erzeugte Energie gelangt an die Oberfläche und wird von der Photosphäre abgestrahlt . Die Energie wird entweder durch Strahlung oder Konvektion übertragen , wobei letztere in Regionen mit steileren Temperaturgradienten, höherer Opazität oder beidem auftritt.

Die Hauptsequenz wird manchmal in obere und untere Teile unterteilt, basierend auf dem dominanten Prozess, mit dem ein Stern Energie erzeugt. Sterne unter dem 1,5-fachen der Sonnenmasse (1,5  M ) verschmelzen hauptsächlich Wasserstoffatome in einer Reihe von Stufen zu Helium, einer Sequenz, die als Proton-Proton-Kette bezeichnet wird . Oberhalb dieser Masse werden bei der Kernfusion in der oberen Hauptsequenz hauptsächlich Atome von Kohlenstoff , Stickstoff und Sauerstoff als Zwischenprodukte im CNO-Zyklus verwendet , der aus Wasserstoffatomen Helium erzeugt. Hauptreihensterne mit mehr als zwei Sonnenmassen unterliegen in ihren Kernregionen einer Konvektion, die das neu erzeugte Helium aufwirbelt und den für die Fusion erforderlichen Brennstoffanteil aufrechterhält. Unterhalb dieser Masse haben Sterne Kerne, die vollständig strahlend sind und konvektive Zonen in der Nähe der Oberfläche aufweisen. Mit abnehmender Sternmasse nimmt der Anteil des Sterns, der eine konvektive Hülle bildet, stetig zu. Hauptreihensterne unter 0,4  M unterliegen während ihrer gesamten Masse einer Konvektion. Wenn keine Kernkonvektion auftritt, entwickelt sich ein heliumreicher Kern, der von einer äußeren Wasserstoffschicht umgeben ist.

Je massereicher ein Stern ist, desto kürzer ist im Allgemeinen seine Lebensdauer in der Hauptsequenz. Nachdem der Wasserstoffbrennstoff im Kern verbraucht ist, entwickelt sich der Stern von der Hauptsequenz im HR-Diagramm weg zu einem Überriesen , einem roten Riesen oder direkt zu einem weißen Zwerg .

Geschichte

Heiße und brillante O-Typ-Hauptreihensterne in sternbildenden Regionen. Dies sind alles Regionen der Sternentstehung, die viele heiße junge Sterne enthalten, einschließlich mehrerer heller Sterne vom Spektraltyp O.

Zu Beginn des 20. Jahrhunderts wurden Informationen über die Arten und Entfernungen von Sternen leichter verfügbar. Es wurde gezeigt, dass die Spektren von Sternen charakteristische Merkmale aufweisen, die eine Kategorisierung ermöglichen. Annie Jump Cannon und Edward C. Pickering am Harvard College Observatory entwickelten ein Verfahren zur Kategorisierung, die als bekannt wurde Harvard Systematik , in dem veröffentlichte Harvard Annals 1901.

In Potsdam bemerkte der dänische Astronom Ejnar Hertzsprung 1906, dass die rotesten Sterne - im Harvard-Schema als K und M klassifiziert - in zwei verschiedene Gruppen unterteilt werden konnten. Diese Sterne sind entweder viel heller als die Sonne oder viel schwächer. Um diese Gruppen zu unterscheiden, nannte er sie "Riesen" - und "Zwerg" -Sterne. Im folgenden Jahr begann er Sternhaufen zu studieren ; große Gruppen von Sternen, die sich in ungefähr gleicher Entfernung befinden. Er veröffentlichte die ersten Diagramme von Farbe und Leuchtkraft für diese Sterne. Diese Diagramme zeigten eine markante und kontinuierliche Folge von Sternen, die er als Hauptsequenz bezeichnete.

An der Princeton University , Henry Norris Russell wurde im Anschluss an einen ähnlichen Verlauf der Forschung. Er untersuchte die Beziehung zwischen der spektralen Klassifizierung von Sternen und ihrer tatsächlichen Helligkeit, korrigiert um die Entfernung - ihre absolute Größe . Zu diesem Zweck verwendete er eine Reihe von Sternen mit zuverlässigen Parallaxen, von denen viele in Harvard kategorisiert worden waren. Als er die Spektraltypen dieser Sterne gegen ihre absolute Größe aufzeichnete, stellte er fest, dass Zwergsterne einer bestimmten Beziehung folgten. Dadurch konnte die tatsächliche Helligkeit eines Zwergsterns mit angemessener Genauigkeit vorhergesagt werden.

Von den von Hertzsprung beobachteten roten Sternen folgten die Zwergsterne auch der von Russell entdeckten Spektren-Leuchtkraft-Beziehung. Die Riesensterne sind jedoch viel heller als Zwerge und folgen daher nicht derselben Beziehung. Russell schlug vor, dass "die Riesensterne eine geringe Dichte oder eine große Oberflächenhelligkeit haben müssen, und das Gegenteil gilt für Zwergsterne". Die gleiche Kurve zeigte auch, dass es nur sehr wenige schwache weiße Sterne gab.

1933 führte Bengt Strömgren den Begriff Hertzsprung-Russell-Diagramm ein, um ein Helligkeits-Spektral-Klassendiagramm zu bezeichnen. Dieser Name spiegelte die parallele Entwicklung dieser Technik durch Hertzsprung und Russell zu Beginn des Jahrhunderts wider.

Als in den 1930er Jahren Evolutionsmodelle von Sternen entwickelt wurden, wurde gezeigt, dass für Sterne mit einer einheitlichen chemischen Zusammensetzung eine Beziehung zwischen der Masse eines Sterns und seiner Leuchtkraft und seinem Radius besteht. Das heißt, für eine bestimmte Masse und Zusammensetzung gibt es eine einzigartige Lösung zur Bestimmung des Radius und der Leuchtkraft des Sterns. Dies wurde als Vogt-Russell-Theorem bekannt ; benannt nach Heinrich Vogt und Henry Norris Russell. Nach diesem Theorem sind, wenn die chemische Zusammensetzung eines Sterns und seine Position auf der Hauptsequenz bekannt sind, auch die Masse und der Radius des Sterns bekannt. (Später wurde jedoch festgestellt, dass der Satz für Sterne mit ungleichmäßiger Zusammensetzung etwas zusammenbricht.)

Ein verfeinertes Schema für die Sternklassifikation wurde 1943 von William Wilson Morgan und Philip Childs Keenan veröffentlicht . Die MK-Klassifikation ordnete jedem Stern einen Spektraltyp - basierend auf der Harvard-Klassifikation - und eine Leuchtkraftklasse zu. Die Harvard-Klassifikation wurde entwickelt, indem jedem Stern basierend auf der Stärke der Wasserstoffspektrallinie ein anderer Buchstabe zugewiesen wurde, bevor die Beziehung zwischen Spektren und Temperatur bekannt wurde. Nach Temperatur geordnet und nach Entfernung doppelter Klassen folgten die spektralen Sterntypen in der Reihenfolge abnehmender Temperatur mit Farben von blau bis rot der Reihenfolge O, B, A, F, G, K und M. (A beliebt Die Mnemonik zum Auswendiglernen dieser Folge von Sternklassen lautet "Oh, sei ein feines Mädchen / Kerl, küss mich".) Die Leuchtkraftklasse reichte von I bis V in der Reihenfolge abnehmender Leuchtkraft. Sterne der Leuchtkraftklasse V gehörten zur Hauptsequenz.

Im April 2018 berichteten Astronomen über die Entdeckung des am weitesten entfernten "gewöhnlichen" (dh Hauptsequenz-) Sterns namens Ikarus (formal MACS J1149 Lensed Star 1 ) in 9 Milliarden Lichtjahren Entfernung von der Erde .

Bildung und Evolution

Wenn ein Protostern aus dem Zusammenbruch einer riesigen Molekülwolke aus Gas und Staub im lokalen interstellaren Medium gebildet wird , ist die ursprüngliche Zusammensetzung durchgehend homogen und besteht aus etwa 70 Massen-% Wasserstoff, 28 Gew .-% Helium und Spuren anderer Elemente. Die anfängliche Masse des Sterns hängt von den lokalen Bedingungen innerhalb der Wolke ab. (Die Massenverteilung neu gebildeter Sterne wird empirisch durch die anfängliche Massenfunktion beschrieben .) Während des anfänglichen Kollapses erzeugt dieser Stern vor der Hauptsequenz Energie durch Gravitationskontraktion. Sobald die Sterne ausreichend dicht sind, wandeln sie Wasserstoff in Helium um und geben durch einen exothermen Kernfusionsprozess Energie ab .

Wenn die Kernfusion von Wasserstoff zum dominierenden Energieerzeugungsprozess wird und die durch Gravitationskontraktion gewonnene überschüssige Energie verloren gegangen ist, liegt der Stern entlang einer Kurve im Hertzsprung-Russell-Diagramm (oder HR-Diagramm), die als Standardhauptsequenz bezeichnet wird. Astronomen bezeichnen diese Phase manchmal als "Nullalter-Hauptsequenz" oder ZAMS. Die ZAMS-Kurve kann mithilfe von Computermodellen der Sterneigenschaften an dem Punkt berechnet werden, an dem Sterne mit der Wasserstofffusion beginnen. Ab diesem Zeitpunkt nehmen Helligkeit und Oberflächentemperatur von Sternen typischerweise mit dem Alter zu.

Ein Stern bleibt in der Nähe seiner ursprünglichen Position in der Hauptsequenz, bis eine signifikante Menge Wasserstoff im Kern verbraucht ist, und beginnt sich dann zu einem leuchtenderen Stern zu entwickeln. (Im HR-Diagramm bewegt sich der sich entwickelnde Stern nach rechts von der Hauptsequenz.) Somit repräsentiert die Hauptsequenz die primäre Wasserstoffverbrennungsstufe des Lebens eines Sterns.

Eigenschaften

Die meisten Sterne in einem typischen HR-Diagramm liegen entlang der Hauptsequenzkurve. Diese Linie wird ausgesprochen, weil sowohl der Spektraltyp als auch die Leuchtkraft nur von der Masse eines Sterns abhängen, zumindest in Näherung nullter Ordnung , solange er Wasserstoff in seinem Kern verschmilzt - und das ist es, was fast alle Sterne den größten Teil ihrer " aktiv "lebt tun.

Die Temperatur eines Sterns bestimmt seinen Spektraltyp über seine Wirkung auf die physikalischen Eigenschaften des Plasmas in seiner Photosphäre . Die Energieemission eines Sterns als Funktion der Wellenlänge wird sowohl von seiner Temperatur als auch von seiner Zusammensetzung beeinflusst. Ein wichtiger Indikator für diese Energieverteilung wird durch den gegebenen Farbindex , B  -  V , die der Sterns misst Größe in Blau ( B ) und grün-gelb ( V ) Licht mit Hilfe von Filtern. Dieser Größenunterschied liefert ein Maß für die Temperatur eines Sterns.

Zwergterminologie

Hauptreihensterne werden Zwergsterne genannt, aber diese Terminologie ist teilweise historisch und kann etwas verwirrend sein. Für die kühleren Sterne sind Zwerge wie rote Zwerge , orangefarbene Zwerge und gelbe Zwerge in der Tat viel kleiner und dunkler als andere Sterne dieser Farben. Bei heißeren blauen und weißen Sternen wird jedoch der Unterschied in Größe und Helligkeit zwischen sogenannten "Zwerg" -Stern, die sich in der Hauptsequenz befinden, und sogenannten "Riesen" -Stern, die es nicht sind, kleiner. Bei den heißesten Sternen ist der Unterschied nicht direkt zu beobachten, und bei diesen Sternen beziehen sich die Begriffe "Zwerg" und "Riese" auf Unterschiede in den Spektrallinien, die angeben, ob sich ein Stern in der Hauptsequenz befindet oder nicht. Trotzdem werden sehr heiße Hauptreihensterne manchmal immer noch als Zwerge bezeichnet, obwohl sie ungefähr die gleiche Größe und Helligkeit haben wie die "riesigen" Sterne dieser Temperatur.

Die übliche Verwendung von "Zwerg" als Hauptsequenz ist auf andere Weise verwirrend, da es Zwergsterne gibt, die keine Hauptsequenzsterne sind. Zum Beispiel ist ein weißer Zwerg der tote Kern, der übrig bleibt, nachdem ein Stern seine äußeren Schichten abgeworfen hat, und er ist viel kleiner als ein Hauptreihenstern, ungefähr so ​​groß wie die Erde . Diese repräsentieren die letzte Evolutionsstufe vieler Hauptreihensterne.

Parameter

Vergleich der Hauptreihensterne jeder Spektralklasse

Durch die Behandlung des Sterns als idealisierten Energiestrahler, der als schwarzer Körper bekannt ist , können die Leuchtkraft L und der Radius R nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz mit der effektiven Temperatur T eff in Beziehung gesetzt werden :

Dabei ist σ die Stefan-Boltzmann-Konstante . Da die Position eines Sterns im HR-Diagramm seine ungefähre Leuchtkraft anzeigt, kann diese Beziehung verwendet werden, um seinen Radius abzuschätzen.

Die Masse, der Radius und die Leuchtkraft eines Sterns sind eng miteinander verbunden, und ihre jeweiligen Werte können durch drei Beziehungen angenähert werden. Das erste ist das Stefan-Boltzmann-Gesetz , das die Leuchtkraft L , den Radius R und die Oberflächentemperatur T eff in Beziehung setzt . Zweitens ist die Masse-Leuchtkraft-Beziehung , die die Leuchtkraft L und die Masse M in Beziehung setzt . Schließlich ist die Beziehung zwischen M und R nahezu linear. Das Verhältnis von M zu R steigt um einen Faktor von nur drei über 2,5 Grßenordnungen von M . Diese Beziehung ist ungefähr proportional zur Innentemperatur T I des Sterns , und ihr extrem langsamer Anstieg spiegelt die Tatsache wider, dass die Energieerzeugungsrate im Kern stark von dieser Temperatur abhängt, während sie zur Masse-Leuchtkraft-Beziehung passen muss. Eine zu hohe oder zu niedrige Temperatur führt daher zu einer Sterninstabilität.

Eine bessere Annäherung besteht darin, ε = L / M , die Energieerzeugungsrate pro Masseneinheit, zu nehmen, da ε proportional zu T I 15 ist , wobei T I die Kerntemperatur ist. Dies ist für Sterne geeignet, die mindestens so massereich wie die Sonne sind und den CNO-Zyklus aufweisen , und ergibt die bessere Anpassung R M 0,78 .

Beispielparameter

Die folgende Tabelle zeigt typische Werte für Sterne entlang der Hauptsequenz. Die Werte für Leuchtkraft ( L ), Radius ( R ) und Masse ( M ) beziehen sich auf die Sonne - einen Zwergstern mit einer spektralen Klassifizierung von G2 V. Die tatsächlichen Werte für einen Stern können um bis zu 20–30% variieren aus den unten aufgeführten Werten.

Tabelle der Sternparameter der Hauptsequenz
Stellare
Klasse
Radius Masse Helligkeit Temp. Beispiele
R / R M / M L / L K.
O6 18 40 500.000 38.000 Theta 1 Orionis C.
B0 0 7.4 18 0 20.000 30.000 Phi 1 Orionis
B5 0 3.8 0 6.5 000, 800 16.400 Pi Andromedae A.
A0 0 2.5 0 3.2 000,0 80 10.800 Alpha Coronae Borealis A.
A5 0 1.7 0 2.1 000,0 20 0 8,620 Beta Pictoris
F0 0 1.3 0 1.7 000,00 6 0 7,240 Gamma Virginis
F5 0 1.2 0 1.3 000,00 2.5 0 6,540 Eta Arietis
G0 0 1.05 0 1.10 000,00 1.26 0 5.920 Beta Comae Berenices
G2 0 1 .00 0 1 .00 000,00 1 .00 0 5,780 Sonne
G5 0 0,93 0 0,93 000,00 0,79 0 5,610 Alpha Mensae
K0 0 0,85 0 0,78 000,00 0,40 0 5,240 70 Ophiuchi A.
K5 0 0,74 0 0,69 000,00 0,16 0 4,410 61 Cygni A.
M0 0 0,51 0 0,60 000,00 0,072 0 3.800 Lacaille 8760
M5 0 0,32 0 0,21 000,00 0,0079 0 3.120 EZ Aquarii A.
M8 0 0,13 0 0,10 000,00 0,0008 0 2,660 Van Biesbroecks Stern

Energieerzeugung

Logarithmus der relativen Energieabgabe (ε) von Proton-Proton- (PP), CNO- und Triple-α- Fusionsprozessen bei unterschiedlichen Temperaturen (T). Die gestrichelte Linie zeigt die kombinierte Energieerzeugung der PP- und CNO-Prozesse innerhalb eines Sterns. Bei der Kerntemperatur der Sonne ist der PP-Prozess effizienter.

Alle Hauptreihensterne haben eine Kernregion, in der Energie durch Kernfusion erzeugt wird. Die Temperatur und Dichte dieses Kerns liegen auf dem Niveau, das zur Aufrechterhaltung der Energieerzeugung erforderlich ist, die den Rest des Sterns unterstützt. Eine Verringerung der Energieerzeugung würde dazu führen, dass die darüber liegende Masse den Kern komprimiert, was zu einer Erhöhung der Schmelzrate aufgrund höherer Temperatur und höheren Drucks führt. Ebenso würde eine Erhöhung der Energieerzeugung dazu führen, dass sich der Stern ausdehnt und den Druck im Kern senkt. Somit bildet der Stern im hydrostatischen Gleichgewicht ein selbstregulierendes System, das im Verlauf seiner Hauptsequenzlebensdauer stabil ist.

Hauptreihensterne verwenden zwei Arten von Wasserstofffusionsprozessen, und die Geschwindigkeit der Energieerzeugung aus jedem Typ hängt von der Temperatur in der Kernregion ab. Astronomen unterteilen die Hauptsequenz in obere und untere Teile, basierend darauf, welcher der beiden der dominierende Fusionsprozess ist. In der unteren Hauptsequenz wird Energie hauptsächlich durch die Proton-Proton-Kette erzeugt , die Wasserstoff in einer Reihe von Stufen direkt zu Helium zusammenschmilzt. Sterne in der oberen Hauptsequenz haben ausreichend hohe Kerntemperaturen, um den CNO-Zyklus effizient zu nutzen (siehe Grafik). Bei diesem Prozess werden Atome von Kohlenstoff , Stickstoff und Sauerstoff als Zwischenprodukte bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium verwendet.

Bei einer Sternkerntemperatur von 18 Millionen Kelvin sind der PP-Prozess und der CNO-Zyklus gleich effizient, und jeder Typ erzeugt die Hälfte der Nettolichtkraft des Sterns. Da dies die Kerntemperatur eines Sterns mit etwa 1,5 M. Ist , besteht die obere Hauptsequenz aus Sternen oberhalb dieser Masse. Grob gesagt gehören Sterne der Spektralklasse F oder des Kühlers zur unteren Hauptsequenz, während Sterne vom Typ A oder heißer Sterne der oberen Hauptsequenz sind. Der Übergang der Primärenergieerzeugung von einer Form zur anderen erstreckt sich über einen Entfernungsunterschied von weniger als einer einzelnen Sonnenmasse. In der Sonne, einem Stern mit einer Sonnenmasse, werden nur 1,5% der Energie vom CNO-Zyklus erzeugt. Im Gegensatz dazu erzeugen Sterne mit 1,8 M oder mehr fast ihre gesamte Energieabgabe über den CNO-Zyklus.

Die beobachtete Obergrenze für einen Hauptreihenstern liegt bei 120–200 M . Die theoretische Erklärung für diese Grenze ist, dass Sterne über dieser Masse nicht schnell genug Energie ausstrahlen können, um stabil zu bleiben, so dass jede zusätzliche Masse in einer Reihe von Pulsationen ausgestoßen wird, bis der Stern eine stabile Grenze erreicht. Die Untergrenze für eine anhaltende Proton-Proton-Kernfusion liegt bei etwa 0,08 M oder dem 80-fachen der Jupitermasse . Unterhalb dieser Schwelle befinden sich substellare Objekte, die die Wasserstofffusion nicht aufrechterhalten können, sogenannte Braune Zwerge .

Struktur

Dieses Diagramm zeigt einen Querschnitt eines sonnenähnlichen Sterns, der die innere Struktur zeigt.

Da zwischen dem Kern und der Oberfläche oder der Photosphäre ein Temperaturunterschied besteht , wird Energie nach außen transportiert. Die beiden Transportarten dieser Energie sind Strahlung und Konvektion . Eine Strahlungszone , in der Energie durch Strahlung transportiert wird, ist gegen Konvektion stabil und es kommt zu einer sehr geringen Vermischung des Plasmas. Im Gegensatz dazu wird in einer Konvektionszone die Energie durch Massenbewegung von Plasma transportiert, wobei heißeres Material aufsteigt und kühleres Material abfällt. Konvektion ist eine effizientere Art, Energie zu transportieren als Strahlung, tritt jedoch nur unter Bedingungen auf, die einen steilen Temperaturgradienten erzeugen.

In massereichen Sternen (über 10 M ) ist die Geschwindigkeit der Energieerzeugung durch den CNO-Zyklus sehr temperaturempfindlich, sodass die Fusion im Kern stark konzentriert ist. Folglich gibt es im Kernbereich einen hohen Temperaturgradienten, der zu einer Konvektionszone für einen effizienteren Energietransport führt. Dieses Mischen von Material um den Kern entfernt die Heliumasche aus dem Wasserstoffverbrennungsbereich, wodurch mehr Wasserstoff im Stern während der Lebensdauer der Hauptsequenz verbraucht werden kann. Die äußeren Bereiche eines massiven Sterns transportieren Energie durch Strahlung mit geringer oder keiner Konvektion.

Sterne mit mittlerer Masse wie Sirius können Energie hauptsächlich durch Strahlung mit einem kleinen Kernkonvektionsbereich transportieren. Mittelgroße Sterne mit geringer Masse wie die Sonne haben eine konvektionsstabile Kernregion mit einer Konvektionszone in der Nähe der Oberfläche, die die äußeren Schichten vermischt. Dies führt zu einem stetigen Aufbau eines heliumreichen Kerns, der von einer wasserstoffreichen Außenregion umgeben ist. Im Gegensatz dazu sind kühle Sterne mit sehr geringer Masse (unter 0,4 M throughout ) durchgehend konvektiv. Somit ist das im Kern produzierte Helium über den Stern verteilt, wodurch eine relativ gleichmäßige Atmosphäre und eine proportional längere Lebensdauer der Hauptsequenz erzeugt werden.

Leuchtkraft-Farbvariation

Die Sonne ist das bekannteste Beispiel für einen Hauptreihenstern

Da sich nicht schmelzende Heliumasche im Kern eines Hauptreihensterns ansammelt, führt die Verringerung der Wasserstoffhäufigkeit pro Masseneinheit zu einer allmählichen Verringerung der Fusionsrate innerhalb dieser Masse. Da es der Abfluss von durch Fusion gelieferter Energie ist, der die höheren Schichten des Sterns stützt, wird der Kern komprimiert, wodurch höhere Temperaturen und Drücke erzeugt werden. Beide Faktoren erhöhen die Schmelzrate und bewegen so das Gleichgewicht in Richtung eines kleineren, dichteren und heißeren Kerns, wodurch mehr Energie erzeugt wird, deren erhöhter Abfluss die höheren Schichten weiter nach außen drückt. Somit nimmt die Leuchtkraft und der Radius des Sterns im Laufe der Zeit stetig zu. Zum Beispiel betrug die Leuchtkraft der frühen Sonne nur etwa 70% ihres aktuellen Wertes. Mit zunehmendem Alter eines Sterns ändert diese Erhöhung der Leuchtkraft seine Position im HR-Diagramm. Dieser Effekt führt zu einer Verbreiterung des Hauptsequenzbandes, da Sterne in zufälligen Stadien ihrer Lebensdauer beobachtet werden. Das heißt, das Hauptsequenzband entwickelt eine Dicke im HR-Diagramm; es ist nicht einfach eine schmale Linie.

Andere Faktoren, die das Hauptsequenzband im HR-Diagramm erweitern, sind Unsicherheiten in der Entfernung zu Sternen und das Vorhandensein ungelöster Doppelsterne , die die beobachteten Sternparameter verändern können. Selbst eine perfekte Beobachtung würde jedoch eine unscharfe Hauptsequenz zeigen, da die Masse nicht der einzige Parameter ist, der die Farbe und Leuchtkraft eines Sterns beeinflusst. Variationen in der chemischen Zusammensetzung, die durch die anfängliche Häufigkeit, den Evolutionsstatus des Sterns , die Wechselwirkung mit einem engen Begleiter , die schnelle Rotation oder ein Magnetfeld verursacht werden, können die HR-Diagrammposition eines Hauptreihensterns geringfügig verändern, um nur einige Faktoren zu nennen. Beispielsweise gibt es metallarme Sterne (mit einer sehr geringen Häufigkeit von Elementen mit höheren Ordnungszahlen als Helium), die direkt unter der Hauptsequenz liegen und als Subzwerge bezeichnet werden . Diese Sterne verschmelzen Wasserstoff in ihren Kernen und markieren so den unteren Rand der Unschärfe der Hauptsequenz, die durch Varianz in der chemischen Zusammensetzung verursacht wird.

Ein nahezu vertikaler Bereich des HR-Diagramms, der als Instabilitätsstreifen bekannt ist , wird von pulsierenden variablen Sternen besetzt, die als Cepheid-Variablen bekannt sind . Diese Sterne variieren in regelmäßigen Abständen in ihrer Größe und verleihen ihnen ein pulsierendes Aussehen. Der Streifen schneidet den oberen Teil der Hauptsequenz im Bereich der Sterne der Klassen A und F , die zwischen einer und zwei Sonnenmassen liegen. Pulsierende Sterne in diesem Teil des Instabilitätsstreifens, der den oberen Teil der Hauptsequenz schneidet, werden als Delta-Scuti-Variablen bezeichnet . Hauptreihensterne in dieser Region erfahren nur geringe Größenänderungen, so dass diese Variation schwer zu erkennen ist. Andere Klassen instabiler Hauptreihensterne, wie Beta Cephei-Variablen , haben nichts mit diesem Instabilitätsstreifen zu tun.

Lebenszeit

Dieses Diagramm gibt ein Beispiel für die Masse-Leuchtkraft-Beziehung für Nullsequenz-Hauptreihensterne. Die Masse und Leuchtkraft sind relativ zur heutigen Sonne.

Die Gesamtmenge an Energie, die ein Stern durch Kernfusion von Wasserstoff erzeugen kann, ist durch die Menge an Wasserstoffbrennstoff begrenzt, die im Kern verbraucht werden kann. Für einen Stern im Gleichgewicht muss die am Kern erzeugte Wärmeenergie mindestens der an der Oberfläche abgestrahlten Energie entsprechen. Da die Leuchtkraft die pro Zeiteinheit abgestrahlte Energiemenge angibt, kann die gesamte Lebensdauer in erster Näherung als die erzeugte Gesamtenergie geteilt durch die Leuchtkraft des Sterns geschätzt werden .

Für einen Stern mit mindestens 0,5 M , wenn die Wasserstoffzufuhr in seinem Kern aufgebraucht ist , und es dehnt sich ein werden roten Riesen , kann es zu verschmelzen beginnen Heliumatome zu bilden Kohlenstoff . Die Energieabgabe des Heliumfusionsprozesses pro Masseneinheit beträgt nur etwa ein Zehntel der Energieabgabe des Wasserstoffprozesses, und die Leuchtkraft des Sterns nimmt zu. Dies führt zu einer viel kürzeren Zeitdauer in dieser Phase im Vergleich zur Lebensdauer der Hauptsequenz. (Zum Beispiel wird die Sonne vorhergesagt verbringen 130.000.000 Jahre Helium brannte, im Vergleich zu etwa 12000000000 Jahren Verbrennung Wasserstoff.) So etwa 90% der beobachteten Sterne über 0,5 M auf der Hauptreihe sein wird. Es ist bekannt, dass Hauptreihensterne im Durchschnitt einer empirischen Masse-Leuchtkraft-Beziehung folgen . Die Leuchtkraft ( L ) des Sterns ist als folgendes Potenzgesetz ungefähr proportional zur Gesamtmasse ( M ) :

Diese Beziehung gilt für Hauptreihensterne im Bereich von 0,1–50 M .

Die für die Kernfusion verfügbare Brennstoffmenge ist proportional zur Masse des Sterns. Somit kann die Lebensdauer eines Sterns in der Hauptsequenz durch Vergleich mit solaren Evolutionsmodellen geschätzt werden. Die Sonne ist seit ungefähr 4,5 Milliarden Jahren ein Hauptreihenstern und wird in 6,5 Milliarden Jahren ein roter Riese für eine Gesamtlebensdauer der Hauptsequenz von ungefähr 10 bis 10 Jahren. Daher:

wo M und L die Masse und Leuchtkraft des Sterns ist jeweils eine ist Sonnenmasse , ist die Sonnenleuchtkraft und ist der geschätzte Hauptsequenz Lebensdauer des Sterns.

Obwohl massereichere Sterne mehr Brennstoff zum Verbrennen haben und intuitiv zu erwarten sind, dass sie länger halten, strahlen sie mit zunehmender Masse auch eine proportional größere Menge aus. Dies wird von der stellaren Zustandsgleichung verlangt; Damit ein massereicher Stern das Gleichgewicht aufrechterhält, muss der nach außen gerichtete Druck der im Kern erzeugten Strahlungsenergie nicht nur ansteigen, sondern wird auch an den titanischen inneren Gravitationsdruck seiner Hülle angepasst. So können die massereichsten Sterne nur einige Millionen Jahre in der Hauptsequenz verbleiben, während Sterne mit weniger als einem Zehntel einer Sonnenmasse über eine Billion Jahre halten können.

Die genaue Masse-Leuchtkraft-Beziehung hängt davon ab, wie effizient Energie vom Kern zur Oberfläche transportiert werden kann. Eine höhere Opazität hat eine isolierende Wirkung, die mehr Energie im Kern zurückhält, sodass der Stern nicht so viel Energie produzieren muss, um im hydrostatischen Gleichgewicht zu bleiben . Im Gegensatz dazu bedeutet eine geringere Opazität, dass Energie schneller entweicht und der Stern mehr Kraftstoff verbrennen muss, um im Gleichgewicht zu bleiben. Eine ausreichend hohe Opazität kann zu einem Energietransport durch Konvektion führen , wodurch sich die Bedingungen ändern, die erforderlich sind, um im Gleichgewicht zu bleiben.

In massereichen Hauptreihensternen wird die Opazität von Elektronenstreuung dominiert , die mit zunehmender Temperatur nahezu konstant ist. Somit nimmt die Leuchtkraft nur mit dem Würfel der Sternmasse zu. Für Sterne unter 10 M , wird die Opazität von der Temperatur abhängig, in der Leuchtkraft resultierende etwa mit der vierten Potenz der Masse des Sterns variiert. Bei sehr massearmen Sternen tragen auch Moleküle in der Atmosphäre zur Opazität bei. Unterhalb von etwa 0,5 M varies variiert die Leuchtkraft des Sterns als Masse zu der Potenz von 2,3, was zu einer Abflachung der Steigung in einem Diagramm von Masse gegen Leuchtkraft führt. Selbst diese Verfeinerungen sind jedoch nur eine Annäherung, und die Masse-Leuchtkraft-Beziehung kann abhängig von der Zusammensetzung eines Sterns variieren.

Evolutionsspuren

Evolutionsspur eines Sterns wie die Sonne

Wenn ein Hauptreihenstern den Wasserstoff in seinem Kern verbraucht hat, führt der Verlust der Energieerzeugung dazu, dass sein Gravitationskollaps wieder aufgenommen wird und sich der Stern aus der Hauptsequenz entwickelt. Der Weg, dem der Stern durch das HR-Diagramm folgt, wird als Evolutionsspur bezeichnet.

HR-Diagramm für zwei offene Cluster: NGC 188 (blau) ist älter und zeigt eine niedrigere Abschaltung von der Hauptsequenz als M67 (gelb). Die Punkte außerhalb der beiden Sequenzen sind meist Vordergrund- und Hintergrundsterne ohne Beziehung zu den Clustern.

Sterne mit weniger als 0,23  M werden direkt wurden vorhergesagt Weißen Zwerge , wenn die Energieerzeugung durch Kernfusion von Wasserstoff in ihrem Kern zum Stillstand kommt, obwohl keine Sterne alt genug dafür sind aufgetreten ist.

In Sternen massiver als 0,23  M , der Wasserstoff des Heliums Kern umgibt erreicht ausreichende Temperatur und Druck , um Fusion unterzogen werden , ein Wasserstoffverbrenne Schale bildet und bewirkt , dass die äußeren Schichten des Sterns expandieren und zu kühlen. Das Stadium, in dem sich diese Sterne von der Hauptsequenz entfernen, wird als subgianter Zweig bezeichnet . es ist relativ kurz und erscheint als Lücke in der Evolutionsspur, da an diesem Punkt nur wenige Sterne beobachtet werden.

Wenn der Heliumkern von Sternen mit geringer Masse degeneriert oder die äußeren Schichten von Sternen mit mittlerer Masse ausreichend abkühlen, um undurchsichtig zu werden, nimmt die Temperatur ihrer Wasserstoffschalen zu und die Sterne beginnen zu leuchten. Dies ist als roter Riesenast bekannt ; Es ist ein relativ langlebiges Stadium und erscheint in HR-Diagrammen prominent. Diese Sterne werden schließlich ihr Leben als weiße Zwerge beenden.

Die massereichsten Sterne werden nicht zu roten Riesen; Stattdessen werden ihre Kerne schnell heiß genug, um Helium und schließlich schwerere Elemente zu verschmelzen, und sie werden als Überriesen bezeichnet . Sie folgen ungefähr horizontalen Evolutionsspuren von der Hauptsequenz über den oberen Rand des HR-Diagramms. Überriesen sind relativ selten und treten in den meisten HR-Diagrammen nicht deutlich auf. Ihre Kerne werden schließlich zusammenbrechen, was normalerweise zu einer Supernova führt und entweder einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zurücklässt .

Wenn sich ungefähr zur gleichen Zeit eine Gruppe von Sternen bildet, hängt die Lebensdauer dieser Sterne in der Hauptsequenz von ihren individuellen Massen ab. Die massereichsten Sterne verlassen zuerst die Hauptsequenz, gefolgt von Sternen mit immer geringerer Masse. Die Position, an der Sterne im Cluster die Hauptsequenz verlassen, wird als Ausschaltpunkt bezeichnet . Durch Kenntnis der Hauptsequenzlebensdauer von Sternen an diesem Punkt wird es möglich, das Alter des Clusters abzuschätzen.

Anmerkungen

Verweise

Weiterführende Literatur

Allgemeines

  • Kippenhahn, Rudolf, 100 Milliarden Sonnen , Basic Books, New York, 1983.

Technisch