Die Hauptfolge ist ein dauerndes und kennzeichnendes Band von Sternen, das auf Anschlägen der Sternfarbe gegen die Helligkeit erscheint. Diese Farbenumfang-Anschläge sind als Diagramme von Hertzsprung-Russell nach ihren Co-Entwicklern, Ejnar Hertzsprung und Henry Norris Russell bekannt. Sterne auf diesem Band sind als Hauptfolge-Sterne bekannt oder "ragen" Sterne "über".

Nachdem sich ein Stern geformt hat, schafft er Energie am heißen, dichten Kerngebiet durch die Kernfusion von Wasserstoffatomen in Helium. Während dieser Bühne der Lebenszeit des Sterns wird es entlang der Hauptfolge an einer Position bestimmt in erster Linie durch seine Masse gelegen, sondern auch hat auf seiner chemischen Zusammensetzung und anderen Faktoren gestützt. Alle Hauptfolge-Sterne sind im hydrostatischen Gleichgewicht, wo der äußere Thermaldruck vom heißen Kern durch den innerlichen Gravitationsdruck von den liegenden Schichten erwogen wird. Die starke Abhängigkeit der Rate der Energiegeneration im Kern auf der Temperatur und dem Druck hilft, dieses Gleichgewicht zu stützen. Am Kern erzeugte Energie macht seinen Weg zur Oberfläche und wird weg am Photobereich ausgestrahlt. Die Energie wird entweder durch die Radiation oder durch Konvektion, mit dem letzten Auftreten in Gebieten mit steileren Temperaturanstiegen, höherer Undurchsichtigkeit oder beiden getragen.

Die Hauptfolge wird manchmal in obere und niedrigere Teile geteilt, die auf dem dominierenden Prozess gestützt sind, den ein Stern verwendet, um Energie zu erzeugen. Sterne unter ungefähr 1.5mal der Masse der Sonne (oder den 1.5 Sonnenmassen) verschmelzen in erster Linie Wasserstoffatome zusammen in einer Reihe von Stufen, um Helium zu bilden, eine Folge hat die Protonenproton-Kette genannt. Über dieser Masse, in der oberen Hauptfolge, verwendet der Kernfusionsprozess hauptsächlich Atome von Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Vermittler im CNO Zyklus, der Helium von Wasserstoffatomen erzeugt. Hauptfolge-Sterne mit mehr als zwei Sonnenmassen erleben Konvektion in ihren Kerngebieten, die handelt, um das kürzlich geschaffene Helium aufzureizen und das Verhältnis des für die Fusion erforderlichen Brennstoffs aufrechtzuerhalten, um vorzukommen. Unter dieser Masse haben Sterne Kerne, die mit convective Zonen in der Nähe von der Oberfläche völlig Strahlungs-sind. Mit dem Verringern der Sternmasse nimmt das Verhältnis des Sterns, der einen convective Umschlag fest bildet, zu, während Hauptfolge-Sterne unter 0.4 Sonnenmassen Konvektion überall in ihrer Masse erleben. Wenn Kernkonvektion nicht vorkommt, entwickelt sich ein am Helium reicher Kern umgeben durch eine Außenschicht von Wasserstoff.

Im Allgemeinen, das massivere der Stern kürzer seine Lebensspanne auf der Hauptfolge. Nachdem der Wasserstoffbrennstoff am Kern verbraucht worden ist, entwickelt sich der Stern weg von der Hauptfolge auf dem Diagramm der Neuen Tische. Das Verhalten eines Sterns hängt jetzt von seiner Masse ab, mit Sternen unter 0.23 Sonnenmassen, die weiß werden, ragt direkt über, während Sterne mit bis zu zehn Sonnenmassen eine rote riesige Bühne durchführen. Massivere Sterne können als eine Supernova explodieren, oder direkt in ein schwarzes Loch zusammenbrechen.

Geschichte

Im frühen Teil des 20. Jahrhunderts ist die Information über die Typen und Entfernungen von Sternen mehr sogleich verfügbar geworden. Wie man zeigte, hatten die Spektren von Sternen unterscheidende Merkmale, die ihnen erlaubt haben, kategorisiert zu werden. Annie Jump Cannon und Edward C. Pickering an der Universitätssternwarte von Harvard haben eine Methode der Kategorisierung entwickelt, die bekannt als das Klassifikationsschema von Harvard geworden ist, das in den Annalen von Harvard 1901 veröffentlicht ist.

In Potsdam 1906 hat der dänische Astronom Ejnar Hertzsprung bemerkt, dass die rötesten Sterne — klassifiziert als K und M im Schema von Harvard — in zwei verschiedene Gruppen geteilt werden konnten. Diese Sterne sind entweder viel heller als die Sonne oder viel schwächer. Um diese Gruppen zu unterscheiden, hat er sie "riesige" und "Zwerg"-Sterne genannt. Im nächsten Jahr hat er begonnen, Sterntrauben zu studieren; große Gruppierungen von Sternen, die co-located in ungefähr derselben Entfernung sind. Er hat die ersten Anschläge der Farbe gegen die Lichtstärke für diese Sterne veröffentlicht. Diese Anschläge haben eine prominente und dauernde Folge von Sternen gezeigt, die er die Hauptfolge genannt hat.

An der Universität von Princeton folgte Henry Norris Russell einem ähnlichen Kurs der Forschung. Er studierte die Beziehung zwischen der geisterhaften Klassifikation von Sternen und ihrer wirklichen Helligkeit, wie korrigiert, für die Entfernung — ihr absoluter Umfang. Für diesen Zweck hat er eine Reihe von Sternen verwendet, die zuverlässige Parallaxen hatten, und von denen viele an Harvard kategorisiert worden waren. Als er die geisterhaften Typen dieser Sterne gegen ihren absoluten Umfang geplant hat, hat er gefunden, dass Zwergsterne einer verschiedenen Beziehung gefolgt sind. Das hat der echten Helligkeit eines Zwergsterns erlaubt, mit der angemessenen Genauigkeit vorausgesagt zu werden.

Der roten von Hertzsprung beobachteten Sterne sind die Zwergsterne auch der von Russell entdeckten Beziehung der Spektrum-Lichtstärke gefolgt. Jedoch sind die riesigen Sterne viel heller, als überragt und so, folgen Sie derselben Beziehung nicht. Russell hat vorgeschlagen, dass die "riesigen Sterne niedrige Dichte oder große Oberflächenhelligkeit haben müssen, und die Rückseite auf Zwergsterne zutrifft". Dieselbe Kurve hat auch gezeigt, dass es sehr wenige schwache weiße Sterne gab.

1933 hat Bengt Strömgren den Begriff Diagramm von Hertzsprung-Russell eingeführt, um ein mit der Lichtstärke geisterhaftes Klassendiagramm anzuzeigen. Dieser Name hat die parallele Entwicklung dieser Technik sowohl durch Hertzsprung als auch durch Russell früher im Jahrhundert widerspiegelt.

Da Entwicklungsmodelle von Sternen während der 1930er Jahre entwickelt wurden, wurde es gezeigt, dass, für Sterne einer gleichförmigen chemischen Zusammensetzung, eine Beziehung zwischen einer Masse eines Sterns und seiner Lichtstärke und Radius besteht. D. h. für eine gegebene Masse und Zusammensetzung gibt es eine einzigartige Lösung, für den Radius und Lichtstärke des Sterns zu bestimmen. Das ist bekannt als der Lehrsatz von Vogt-Russell geworden; genannt nach Heinrich Vogt und Henry Norris Russell. Durch diesen Lehrsatz, einmal sind eine chemische Zusammensetzung eines Sterns und seine Position auf der Hauptfolge so auch bekannt, ist die Masse und Radius des Sterns. (Jedoch wurde es nachher entdeckt, dass der Lehrsatz etwas für Sterne der ungleichförmigen Zusammensetzung zusammenbricht.)

Ein raffiniertes Schema für die Sternklassifikation wurde 1943 von W. W. Morgan und P. C. Keenan veröffentlicht. Die MK Klassifikation hat jeden Stern ein geisterhafter Typ — gestützt auf der Klassifikation von Harvard — und eine Lichtstärke-Klasse zugeteilt. Die Klassifikation von Harvard war durch das Zuweisen eines verschiedenen Briefs an jeden in großer Zahl von der Wasserstoffspektrum-Linie gestützten Stern entwickelt worden, bevor die Beziehung zwischen Spektren und Temperatur bekannt war. Wenn bestellt, durch die Temperatur, und als Doppelklassen, die geisterhaften Typen von Sternen gefolgt, in der Größenordnung vom Verringern der Temperatur mit Farben im Intervall von blau zu rot, die Folge O, B, A, F, G, K und M. entfernt wurden (Ist ein populärer mnemonischer, um sich diese Folge von Sternklassen einzuprägen, "Oh, Sind Ein Feines Mädchen/Kerl, Küssen Mich".) Die Lichtstärke-Klasse hat sich von mir bis V, in der Größenordnung von der abnehmenden Lichtstärke erstreckt. Sterne der Lichtstärke-Klasse V haben der Hauptfolge gehört.

Bildung

Wenn ein protostar vom Zusammenbruch einer riesigen molekularen Wolke von Benzin und Staub im lokalen interstellaren Medium gebildet wird, ist die anfängliche Zusammensetzung überall homogen, aus ungefähr 70 % Wasserstoff, 28-%-Helium und Spur-Beträgen anderer Elemente durch die Masse bestehend. Die anfängliche Masse des Sterns hängt von den lokalen Bedingungen innerhalb der Wolke ab. (Der Massenvertrieb kürzlich gebildeter Sterne wird empirisch durch die anfängliche Massenfunktion beschrieben.) Während des anfänglichen Zusammenbruchs erzeugt dieser pre-main-sequence Stern Energie durch die Gravitationszusammenziehung. Nach dem Erreichen einer passenden Dichte wird Energiegeneration am Kern mit einem exothermic Kernfusionsprozess begonnen, der Wasserstoff in Helium umwandelt.

Sobald die Kernfusion von Wasserstoff der dominierende Energieproduktionsprozess wird und die von der Gravitationszusammenziehung gewonnene Überenergie verloren worden ist, liegt der Stern entlang einer Kurve auf dem Diagramm von Hertzsprung-Russell (oder Diagramm der Neuen Tische) hat die Standardhauptfolge genannt. Astronomen werden manchmal diese Bühne als "Nullalter Hauptfolge" oder ZAMS kennzeichnen. Die ZAMS-Kurve kann mit Computermodellen von Sterneigenschaften am Punkt berechnet werden, wenn Sterne Wasserstofffusion beginnen. Von diesem Punkt nehmen die Helligkeit und Oberflächentemperatur von Sternen normalerweise mit dem Alter zu.

Ein Stern bleibt in der Nähe von seiner anfänglichen Position auf der Hauptfolge, bis ein bedeutender Betrag von Wasserstoff im Kern verbraucht worden ist, dann beginnt, sich zu einem mehr leuchtenden Stern zu entwickeln. (Auf dem Diagramm der Neuen Tische steigt der sich entwickelnde Stern und rechts von der Hauptfolge.) So vertritt die Hauptfolge die primäre wasserstoffverbrennende Bühne einer Lebenszeit eines Sterns.

Eigenschaften

Die Mehrheit von Sternen auf einem typischen Diagramm der Neuen Tische lügt entlang der Hauptfolge-Kurve. Diese Linie wird ausgesprochen, weil sowohl der geisterhafte Typ als auch die Lichtstärke nur von einer Masse eines Sterns mindestens zur Zeroth-Ordnungsannäherung abhängen, so lange es Wasserstoff an seinem Kern verschmilzt — und das ist, was fast alle Sterne den grössten Teil ihres "aktiven" Lebenstuns ausgeben.

Die Temperatur eines Sterns bestimmt seinen geisterhaften Typ über seine Wirkung auf die physikalischen Eigenschaften von Plasma in seinem Photobereich. Eine Energieemission eines Sterns als eine Funktion der Wellenlänge ist sowohl unter Einfluss seiner Temperatur als auch unter Einfluss Zusammensetzung. Ein Schlüsselhinweis dieses Energievertriebs wird durch den Farbenindex, B  V gegeben, der den Umfang des Sterns im Blau (B) und grüngelb (V) Licht mittels Filter misst. Dieser Unterschied im Umfang stellt ein Maß einer Temperatur eines Sterns zur Verfügung.

Zwergfachsprache

Hauptfolge-Sterne werden Zwergsterne genannt, aber diese Fachsprache ist teilweise historisch und kann etwas verwirrend sein. Für die kühleren Sterne, ragt solchen über, wie rot überragt, orange ragt über, und gelb ragt über sind tatsächlich viel kleiner und dunkler als andere Sterne jener Farben. Jedoch, für heißere blaue und weiße Sterne, die Größe und den Helligkeitsunterschied zwischen so genannten Zwergsternen, die auf der Hauptfolge und den so genannten riesigen Sternen sind, die nicht sind, wird kleiner; für die heißesten Sterne ist es nicht direkt erkennbar. Für jene Sterne beziehen sich die Begriffe Zwerg und Riese auf Unterschiede in geisterhaften Linien, die anzeigen, ob ein Stern auf der Hauptfolge oder davon ist. Dennoch werden sehr heiße Hauptfolge-Sterne noch manchmal genannt ragt über, wenn auch sie grob dieselbe Größe und Helligkeit wie die "riesigen" Sterne dieser Temperatur haben.

Die übliche Anwendung des Zwergs, um Hauptfolge zu bedeuten, ist auf eine andere Weise verwirrend, weil es Zwergsterne gibt, die nicht Hauptfolge-Sterne sind. Zum Beispiel, weiß ragt über sind eine verschiedene Art des Sterns, der viel kleiner ist als Hauptfolge-Sterne — grob die Größe der Erde seiend. Diese vertreten die Endentwicklungsbühne von vielen Hauptfolge-Sternen.

Rahmen

Durch das Behandeln des Sterns als ein idealisierter als ein schwarzer Körper bekannter Energieheizkörper können die Lichtstärke L und der Radius R mit der wirksamen Temperatur nach dem Gesetz von Stefan-Boltzmann verbunden sein:

:L = 4πσRT

wo σ der unveränderliche Stefan-Boltzmann ist. Da die Position eines Sterns auf dem Diagramm der Neuen Tische seine ungefähre Lichtstärke zeigt, kann diese Beziehung verwendet werden, um seinen Radius zu schätzen.

Die Masse, der Radius und die Lichtstärke eines Sterns werden nah verkettet, und ihren jeweiligen Werten kann durch drei Beziehungen näher gekommen werden. Zuerst ist das Gesetz von Stefan-Boltzmann, das die Lichtstärke L, der Radius R und die Oberflächentemperatur T verbindet. Zweit ist die Massenlichtstärke-Beziehung, die die Lichtstärke L und die MassenM verbindet. Schließlich ist die Beziehung zwischen M und R in der Nähe vom geradlinigen. Das Verhältnis der M zu R vergrößert durch einen Faktor von nur drei mehr als 2.5 Größenordnungen der M. Diese Beziehung ist zur inneren Temperatur des Sterns T grob proportional, und seine äußerst langsame Zunahme widerspiegelt die Tatsache, dass die Rate der Energiegeneration im Kern stark von dieser Temperatur abhängt, während es die Massenlichtstärke-Beziehung passen muss. So wird eine zu hohe oder zu niedrige Temperatur auf Sterninstabilität hinauslaufen.

Eine bessere Annäherung, soll die Energiegenerationsrate pro Einheitsmasse nehmen, weil ε zu T proportional ist, wo T die Kerntemperatur ist. Das ist für Sterne mindestens so massiv passend wie die Sonne, den CNO Zyklus ausstellend, und gibt den besseren passenden R  M.

Beispielrahmen

Der Tisch zeigt unten typische Werte für Sterne entlang der Hauptfolge. Die Werte der Lichtstärke (L), Radius (R) und Masse (M) sind hinsichtlich der Sonne — ein Zwergstern mit einer geisterhaften Klassifikation von G2 V. Die Ist-Werte für einen Stern können sich durch nicht weniger als 20-30 % von den Werten ändern, die unten verzeichnet sind.

:

Energiegeneration

Alle Hauptfolge-Sterne haben ein Kerngebiet, wo Energie durch die Kernfusion erzeugt wird. Die Temperatur und Dichte dieses Kerns sind an den Niveaus, die notwendig sind, um die Energieproduktion zu stützen, die den Rest des Sterns unterstützen wird. Die Verminderung der Energieproduktion würde die überziehende Masse veranlassen, den Kern zusammenzupressen, auf eine Zunahme in der Fusionsrate wegen der höheren Temperatur und des Drucks hinauslaufend. Ebenfalls würde eine Zunahme in der Energieproduktion den Stern veranlassen, sich auszubreiten, den Druck am Kern senkend. So bildet der Stern ein selbstregulierendes System im hydrostatischen Gleichgewicht, das über den Kurs seiner Hauptfolge-Lebenszeit stabil ist.

Hauptfolge-Sterne verwenden zwei Typen von Wasserstofffusionsprozessen, und die Rate der Energiegeneration von jedem Typ hängt von der Temperatur im Kerngebiet ab. Astronomen teilen die Hauptfolge in obere und niedrigere Teile, die gestützt sind, auf welchem von den zwei der dominierende Fusionsprozess ist. In der niedrigeren Hauptfolge wird Energie in erster Linie als das Ergebnis der Protonenproton-Kette erzeugt, die direkt Wasserstoff zusammen in einer Reihe von Stufen verschmilzt, um Helium zu erzeugen. Sterne in der oberen Hauptfolge haben genug hohe Kerntemperaturen, um den CNO Zyklus effizient zu verwenden. (Sieh die Karte.) Dieser Prozess verwendet Atome von Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Vermittler im Prozess, Wasserstoff in Helium zu verschmelzen.

Bei einer Sternkerntemperatur von 18 Millionen kelvins sind der SEITEN-Prozess und CNO Zyklus ebenso effizient, und jeder Typ erzeugt Hälfte der Nettolichtstärke des Sterns. Da das die Kerntemperatur eines Sterns mit ungefähr 1.5 Sonnenmassen ist, besteht die obere Hauptfolge aus Sternen über dieser Masse. So, grob sprechend, gehören Sterne der geisterhaften Klasse F oder des Kühlers der niedrigeren Hauptfolge, während Klasse Sterne oder heißer obere Hauptfolge-Sterne ist. Der Übergang in der primären Energieproduktion von einer Form bis die anderen Spannen ein Reihe-Unterschied weniger als einer einzelnen Sonnenmasse. An der Sonne, einem Sonnenmassenstern, werden nur 1.5 % der Energie durch den CNO Zyklus erzeugt. Im Vergleich erzeugen Sterne mit 1.8 Sonnenmassen oder oben fast ihre komplette Energieproduktion durch den CNO Zyklus.

Die beobachtete obere Grenze für einen Hauptfolge-Stern ist 120-200 Sonnenmassen. Die theoretische Erklärung für diese Grenze besteht darin, dass Sterne über dieser Masse Energie schnell genug nicht ausstrahlen können, um stabil zu bleiben, so wird jede zusätzliche Masse in einer Reihe von Herzschlägen vertrieben, bis der Stern eine stabile Grenze erreicht. Die niedrigere Grenze für das anhaltende Protonenproton Kernfusion ist ungefähr 0.08 Sonnenmassen. Unter dieser Schwelle sind Substerngegenstände, die Wasserstofffusion, bekannt nicht stützen können, weil braun überragt.

Struktur

Weil es einen Temperaturunterschied zwischen dem Kern und der Oberfläche oder dem Photobereich gibt, wird Energie äußer transportiert. Die zwei Weisen, um diese Energie zu transportieren, sind Radiation und Konvektion. Eine Strahlenzone, wohin Energie durch die Radiation transportiert wird, ist gegen die Konvektion stabil, und es gibt sehr wenig Mischen des Plasmas. Im Vergleich, in einer Konvektion teilen die Energie in Zonen auf wird durch die Hauptteil-Bewegung von Plasma, mit dem heißeren Material-Steigen und kühleren materiellen Absteigen transportiert. Konvektion ist eine effizientere Weise, um Energie zu tragen, als Radiation, aber es wird nur unter Bedingungen vorkommen, die einen steilen Temperaturanstieg schaffen.

In massiven Sternen (über 10 Sonnenmassen) ist die Rate der Energiegeneration durch den CNO Zyklus zur Temperatur sehr empfindlich, so wird die Fusion am Kern hoch konzentriert. Folglich gibt es einen hohen Temperaturanstieg im Kerngebiet, das auf eine Konvektionszone für den effizienteren Energietransport hinausläuft. Dieses Mischen des Materials um den Kern entfernt die Helium-Asche vom wasserstoffverbrennenden Gebiet, mehr vom Wasserstoff im Stern erlaubend, während der Hauptfolge-Lebenszeit verbraucht zu werden. Die Außengebiete eines massiven Sterns transportieren Energie durch die Radiation mit wenig oder keiner Konvektion.

Zwischenmassensterne wie Sirius können Energie in erster Linie durch die Radiation mit einem kleinen Kernkonvektionsgebiet transportieren. Mittelgroße, niedrige Massensterne wie die Sonne haben ein Kerngebiet, das gegen die Konvektion mit einer Konvektionszone in der Nähe von der Oberfläche stabil ist, die die Außenschichten mischt. Das läuft auf eine unveränderliche Zunahme eines am Helium reichen Kerns hinaus, der durch ein wasserstoffreiches Außengebiet umgeben ist. Im Vergleich, kühl, sehr sind Sterne der niedrigen Masse (unter 0.4 Sonnenmassen) convective überall. So wird das am Kern erzeugte Helium über den Stern verteilt, eine relativ gleichförmige Atmosphäre und eine proportional längere Hauptfolge-Lebensspanne erzeugend.

Mit der Lichtstärke farbige Schwankung

Da nichtdurchbrennende Helium-Asche im Kern eines Hauptfolge-Sterns anwächst, läuft die Verminderung des Überflusses an Wasserstoff pro Einheitsmasse auf ein allmähliches Senken der Fusionsrate innerhalb dieser Masse hinaus. Um zu ersetzen, nehmen die Kerntemperatur und der Druck langsam zu, der eine Nettozunahme in der gesamten Fusionsrate verursacht (um die größere Dichte des inneren Sterns zu unterstützen). Das erzeugt eine unveränderliche Zunahme in der Lichtstärke und dem Radius des Sterns mit der Zeit. So, zum Beispiel, war die Lichtstärke der frühen Sonne nur ungefähr 70 % seines aktuellen Werts. Weil ein Stern diese Lichtstärke-Zunahme Änderungen seine Position auf dem Diagramm der Neuen Tische alt macht. Diese Wirkung läuft auf ein Erweitern des Hauptfolge-Bandes hinaus, weil Sterne aufs Geratewohl Stufen in ihrer Lebenszeit beobachtet werden. D. h. das Hauptfolge-Band entwickelt eine Dicke auf dem Diagramm der Neuen Tische; es ist nicht einfach eine schmale Linie.

Andere Faktoren, die das Hauptfolge-Band auf dem Diagramm der Neuen Tische verbreitern, schließen Unklarheit in der Ferne zu Sternen und der Anwesenheit ungelöster binärer Sterne ein, die die beobachteten Sternrahmen verändern können. Jedoch würde sogar vollkommene Beobachtung eine krause Hauptfolge zeigen, weil Masse nicht der einzige Parameter ist, der eine Farbe und Lichtstärke eines Sterns betrifft. Zusätzlich zu Schwankungen in der chemischen Zusammensetzung — sowohl wegen des anfänglichen Überflusses als auch wegen des Entwicklungsstatus des Sterns kann die Wechselwirkung mit einem nahen Begleiter, schneller Folge oder einem magnetischen Feld auch eine Hauptfolge-Sternposition ein bisschen auf dem Diagramm der Neuen Tische ändern, um gerade einige Faktoren zu nennen. Als ein Beispiel gibt es Sterne, die einen sehr niedrigen Überfluss an Elementen mit höheren Atomnummern haben als Helium — bekannt als metallschlechte Sterne — die gerade unter der Hauptfolge liegen. Bekannt, wie subüberragt, verschmelzen diese Sterne auch Wasserstoff in ihrem Kern, und so kennzeichnen sie den niedrigeren Rand der Flockigkeit der Hauptfolge, die sich aus chemischer Zusammensetzung ergibt.

Ein fast vertikales Gebiet des Diagramms der Neuen Tische, das als der Instabilitätsstreifen bekannt ist, wird durch das Pulsieren variabler als Variablen von Cepheid bekannter Sterne besetzt. Diese Sterne ändern sich im Umfang regelmäßig, ihnen ein pulsierendes Äußeres gebend. Der Streifen schneidet den oberen Teil der Hauptfolge im Gebiet der Klasse A und F Sterne durch, die zwischen einer und zwei Sonnenmassen sind. Pulsierende Sterne in diesem Teil des Instabilitätsstreifens, der den oberen Teil der Hauptfolge durchschneidet, werden Variablen von Delta Scuti genannt. Hauptfolge-Sterne in diesem Gebiet erfahren nur kleine Änderungen im Umfang, und so ist diese Schwankung schwierig zu entdecken. Andere Klassen von nicht stabilen Hauptfolge-Sternen, wie Beta Variablen von Cephei, sind zu diesem Instabilitätsstreifen ohne Beziehung.

Lebenszeit

Die Summe der Energie, die ein Stern durch die Kernfusion von Wasserstoff erzeugen kann, wird durch den Betrag des Wasserstoffbrennstoffs beschränkt, der am Kern verbraucht werden kann. Für einen Stern im Gleichgewicht muss die am Kern erzeugte Energie mindestens der an der Oberfläche ausgestrahlten Energie gleich sein. Da die Lichtstärke den Betrag der pro Einheitszeit ausgestrahlten Energie gibt, kann die Gesamtlebensdauer zur ersten Annäherung geschätzt werden, weil die Gesamtenergie geteilt durch die Lichtstärke des Sterns erzeugt hat.

Für einen Stern mit mindestens 0.5 Sonnenmassen, einmal wird die Wasserstoffversorgung in seinem Kern erschöpft und breitet sie sich aus, um ein roter Riese zu werden, sie kann anfangen, Helium-Atome zu verschmelzen, um Kohlenstoff zu bilden. Die Energieproduktion des Helium-Fusionsprozesses pro Einheitsmasse ist nur über ein Zehntel die Energieproduktion des Wasserstoffprozesses und die Lichtstärke der Sternzunahmen. Das resultiert in einer viel kürzeren Zeitdauer in dieser Bühne im Vergleich zur Hauptfolge-Lebenszeit. (Zum Beispiel wird die Sonne vorausgesagt, um brennendes Helium, im Vergleich zu ungefähr 12 Milliarden Jahren brennender Wasserstoff auszugeben.) So werden ungefähr 90 % der beobachteten Sterne über 0.5 Sonnenmassen auf der Hauptfolge sein. Durchschnittlich, wie man bekannt, folgen Hauptfolge-Sterne einer empirischen Massenlichtstärke-Beziehung. Die Lichtstärke (L) des Sterns ist zur Gesamtmasse (M) als das folgende Macht-Gesetz grob proportional:

:

Diese Beziehung wendet auf Hauptfolge-Sterne in der Reihe 0.1-50 Sonnenmassen an.

Der Betrag des für die Kernfusion verfügbaren Brennstoffs ist zur Masse des Sterns proportional. So kann die Lebenszeit eines Sterns auf der Hauptfolge durch das Vergleichen davon mit Sonnenentwicklungsmodellen geschätzt werden. Die Sonne ist ein Hauptfolge-Stern seit ungefähr 4.5 Milliarden Jahren gewesen, und es wird ein roter Riese in 6.5 Milliarden Jahren für eine Gesamthauptfolge-Lebenszeit von ungefähr 10 Jahren werden. Folglich:

:

wo M und L die Masse sind und die Lichtstärke des Sterns beziehungsweise eine Sonnenmasse ist, die Sonnenlichtstärke ist und die geschätzte Hauptfolge-Lebenszeit des Sterns ist.

Obwohl massivere Sterne mehr Brennstoff haben, um zu brennen, und erwartet werden könnten, länger zu dauern, müssen sie auch einen proportional größeren Betrag mit der vergrößerten Masse ausstrahlen. So können die massivsten Sterne auf der Hauptfolge seit nur einigen Millionen Jahren bleiben, während Sterne mit weniger als einem Zehntel einer Sonnenmasse seit mehr als einer Trillion Jahren dauern können.

Die genaue Massenlichtstärke-Beziehung hängt ab, wie effizient Energie vom Kern bis die Oberfläche transportiert werden kann. Eine höhere Undurchsichtigkeit hat eine Isolieren-Wirkung, die mehr Energie am Kern behält, so braucht der Stern nicht so viel Energie zu erzeugen, im hydrostatischen Gleichgewicht zu bleiben. Im Vergleich bedeutet eine niedrigere Undurchsichtigkeit Energieflüchte schneller, und der Stern muss mehr Brennstoff verbrennen, um im Gleichgewicht zu bleiben. Bemerken Sie jedoch, dass eine genug hohe Undurchsichtigkeit auf Energietransport über die Konvektion hinauslaufen kann, die sich ändert, mussten die Bedingungen im Gleichgewicht bleiben.

In Hoch-Massenhauptfolge-Sternen wird die Undurchsichtigkeit durch das Elektronzerstreuen beherrscht, das fast mit der Erhöhung der Temperatur unveränderlich ist. So nimmt die Lichtstärke nur als der Würfel der Masse des Sterns zu. Für Sterne unter 10mal der Sonnenmasse wird die Undurchsichtigkeit abhängig von der Temperatur, auf die Lichtstärke hinauslaufend, die sich ungefähr als die vierte Macht der Masse des Sterns ändert. Für sehr niedrige Massensterne tragen Moleküle in der Atmosphäre auch zur Undurchsichtigkeit bei. Unter ungefähr 0.5 Sonnenmassen ändert sich die Lichtstärke des Sterns als die Masse zur Macht 2.3, ein Flachdrücken des Hangs auf einem Graphen der Masse gegen die Lichtstärke erzeugend. Sogar diese Verbesserungen sind nur eine Annäherung jedoch, und die Massenlichtstärke-Beziehung kann sich abhängig von einer Zusammensetzung eines Sterns ändern.

Entwicklungsspuren

Sobald ein Hauptfolge-Stern den Wasserstoff an seinem Kern verbraucht, veranlasst der Verlust der Energiegeneration Gravitationskollaps die Tätigkeit wieder aufzunehmen. Für Sterne mit weniger als 0.23 Sonnenmassen werden sie vorausgesagt, um weiß zu werden, ragt über, sobald die Energiegeneration durch die Kernfusion von Wasserstoff am Kern zu einem Halt kommt. Für Sterne über dieser Schwelle mit bis zu 10 Sonnenmassen erreicht der Wasserstoff, der den Helium-Kern umgibt, genügend Temperatur und Druck, um Fusion zu erleben, eine wasserstoffverbrennende Schale bildend. Infolge von dieser Änderung breitet sich der Außenumschlag des Sterns aus und nimmt in der Temperatur ab, es in einen roten Riesen verwandelnd. An diesem Punkt entwickelt sich der Stern von der Hauptfolge und geht in den riesigen Zweig ein. Der Pfad, dem der Stern jetzt über das Diagramm der Neuen Tische zum oberen Recht auf die Hauptfolge folgt, wird eine Entwicklungsspur genannt.

Der Helium-Kern eines roten Riesen setzt fort zusammenzubrechen, bis er durch den Elektronentartungsdruck — ein Quant mechanische Wirkung völlig unterstützt wird, die einschränkt, wie nah Sache zusammengepresst werden kann. Für Sterne mehr als ungefähr 0.5 Sonnenmassen kann der Kern eine Temperatur erreichen, wo es heiß genug wird, um Helium in Kohlenstoff über den dreifachen Alpha-Prozess zu verbrennen. Sterne mit mehr als 5-7.5 Sonnenmassen können auch Elemente mit höheren Atomnummern verschmelzen. Für Sterne mit zehn oder mehr Sonnenmassen kann dieser Prozess zu einem immer dichteren Kern führen, der schließlich zusammenbricht, die liegenden Schichten des Sterns in einer Supernova-Explosion des Typs II, Typ Ib Supernova oder Typ Ic Supernova vertreibend.

Wenn eine Traube von Sternen in ungefähr derselben Zeit gebildet wird, wird die Lebensdauer dieser Sterne von ihren individuellen Massen abhängen. Die massivsten Sterne werden die Hauptfolge zuerst, gefolgt fest in der Folge durch Sterne von jemals niedrigeren Massen verlassen. So werden sich die Sterne in der Größenordnung von ihrer Position auf der Hauptfolge entwickeln, vom massivsten am verlassenen zum Recht auf das Diagramm der Neuen Tische ausgehend. Die aktuelle Position, wo Sterne in dieser Traube die Hauptfolge verlassen, ist als die Umdrehung - vom Punkt bekannt. Durch das Wissen der Hauptfolge-Lebensspanne von Sternen an diesem Punkt wird es möglich, das Alter der Traube zu schätzen.

Siehe auch

• Diagramm von Hertzsprung-Russell
• Wasserstoffverbrennender Prozess

Zeichen

Links

• Java hat applet für die Sternevolution gestützt.