Wenn Sie die Helligkeit einiger tausend Sterne in unserer Nähe gegen ihre Farbe (oder Oberflächentemperatur) aufzeichnen - ein Hertzsprung-Russell-Diagramm -, werden Sie feststellen, dass sich die meisten von ihnen auf einer fast geraden, diagonalen Linie befinden von schwach und rot bis hell und blau. Diese Linie ist die Hauptsequenz (natürlich müssen Sie die absolute Helligkeit - oder Leuchtkraft - und nicht die scheinbare Helligkeit darstellen; wissen Sie warum?).
Wie zu erwarten war, musste die Entdeckung der Hauptsequenz warten, bis die Entfernungen zu mindestens einigen hundert Sternen einigermaßen gut geschätzt werden konnten (damit ihre absoluten Größen oder Leuchtdichten ermittelt werden konnten). Dies geschah in den frühen Jahren des 20. Jahrhunderts (lustige Tatsache: Russells Entdeckung war, wie die absolute Leuchtkraft eher mit der Spektralklasse - OBAFGKM - als mit der Farbe zusammenhängt).
Warum scheinen dann die meisten Sterne auf der Hauptsequenz zu liegen? Warum finden wir nicht überall im H-R-Diagramm Sterne?
Im 19. Jahrhundert wäre es unmöglich gewesen, diese Fragen zu beantworten, da die Quantentheorie damals noch nicht erfunden worden war und niemand etwas über Kernfusion wusste oder sogar wusste, was die Sonne antreibt. In den 1930er Jahren wurden jedoch die Hauptumrisse der Antworten klar ... Sterne in der Hauptsequenz werden durch Wasserstofffusion angetrieben, die in ihren Kernen stattfindet, und die Hauptsequenz ist nur eine Massensequenz (schwache rote Sterne sind die geringsten massiv - ab etwa einem Zehntel der Sonne - und am meisten hellblau - etwa 20 Mal). Sterne sind an anderer Stelle im Hertzsprung-Russell-Diagramm zu finden, und ihre Positionen spiegeln wider, welche Kernreaktionen sie antreiben und wo sie stattfinden (oder nicht; weiße Zwerge sind Asche und kühlen langsam ab). Im Großen und Ganzen gibt es also so viele Sterne in der Hauptsequenz - im Vergleich zu anderen Stellen im H-R-Diagramm -, weil Sterne viel mehr ihres Lebens damit verbringen, Wasserstoff in ihren Kernen zu verbrennen, als auf andere Weise Energie zu produzieren!
Es dauerte viele Jahrzehnte der Forschung, um die Details der Sternentwicklung herauszufinden - welche Kernreaktionen für welche Masse und Zusammensetzung eines Sterns, wie die Größe eines Sterns seine innere Struktur und Zusammensetzung widerspiegelt, wie einige Sterne lange danach leben können, nachdem sie sollten seien Sie weiße Zwerge usw. usw. usw. - und es gibt heute noch viele unbeantwortete Fragen (vielleicht können Sie helfen, sie zu lösen?).
Die Hauptsequenz (University of Utah), die Hauptsequenzsterne (University of Oregon) und die Sterne (Imagine the Universe der NASA) sind drei gute Orte, um mehr zu erfahren.
Dating einen Cluster - Ein neuer Trick, V ist für Valentinstag ... V838, und erfassen Sie eine FUor! sind nur drei der vielen Geschichten des Space Magazine, die die Hauptsequenz enthalten.
Astronomy Cast behandelt die Hauptsequenz unter dem Gesichtspunkt der Sternentwicklung in Das Leben der Sonne und Das Leben anderer Sterne. Achten Sie darauf, sie zu überprüfen.
Verweise:
NASA
Hyperphysik
