Wenn Sie die Helligkeit einiger tausend Sterne in unserer Nähe gegen ihre Farbe (oder Oberflächentemperatur) aufzeichnen – ein Hertzsprung-Russell-Diagramm – werden Sie sehen, dass die meisten von ihnen auf einer fast geraden, diagonalen Linie verlaufen von schwach und rot bis hell und blau. Diese Linie ist die Hauptreihe (natürlich müssen Sie die absolute Helligkeit – oder Leuchtkraft – nicht die scheinbare Helligkeit auftragen; wissen Sie warum?).
Wie zu erwarten war, musste die Entdeckung der Hauptreihe warten, bis die Entfernungen zu mindestens einigen hundert Sternen einigermaßen gut abgeschätzt werden konnten (so dass ihre absoluten Helligkeiten oder Helligkeiten berechnet werden konnten). Dies geschah in den frühen Jahren des 20. Jahrhunderts (lustige Tatsache: Russells Entdeckung war, wie die absolute Leuchtkraft mit der Spektralklasse – OBAFGKM – und nicht mit der Farbe zusammenhängt).
Warum also scheinen die meisten Sterne auf der Hauptreihe zu liegen? Warum finden wir nicht überall im H-R-Diagramm Sterne?
Im 19. Jahrhundert wäre es unmöglich gewesen, diese Fragen zu beantworten, denn damals war die Quantentheorie noch nicht erfunden und niemand wusste von der Kernfusion oder auch nur dem Antrieb der Sonne. In den 1930er Jahren wurden jedoch die wichtigsten Umrisse der Antworten klar … Sterne auf der Hauptreihe werden durch Wasserstofffusion angetrieben, die in ihren Kernen stattfindet, und die Hauptreihe ist nur eine Massenfolge (schwache rote Sterne sind die geringsten .) massiv – beginnend bei etwa einem Zehntel der Sonne – und hellblau am meisten – etwa 20-mal). Sterne findet man an anderer Stelle auf der Hertzsprung-Russell-Diagramm , und ihre Positionen spiegeln wider, welche Kernreaktionen sie antreiben und wo sie stattfinden (oder nicht; Weiße Zwerge sind Asche, die sich langsam abkühlt). Im Großen und Ganzen gibt es also so viele Sterne auf der Hauptreihe – im Vergleich zu anderen Stellen im H-R-Diagramm – weil Sterne viel mehr Zeit ihres Lebens damit verbringen, Wasserstoff in ihrem Kern zu verbrennen, als sie auf andere Weise Energie produzieren!
Es brauchte 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 manche Sterne lange überleben können, nachdem sie sollten weiße Zwerge sein, etc, etc, etc – und es gibt heute noch viele unbeantwortete Fragen (vielleicht könnt ihr helfen, sie zu lösen?).
The Main Sequence (University of Utah), Main Sequence Stars (University of Oregon) und Sterne (NASAs Imagine the Universe) sind drei gute Orte, um mehr zu erfahren.
Einen Cluster verabreden – ein neuer Trick , V ist zum Valentinstag… V838 , und Capture A FUor! sind nur drei der vielen Universe Today-Geschichten, die die Hauptsequenz enthalten.
Astronomy Cast deckt die Hauptsequenz aus der Sicht der Sternentwicklung in . ab Das Leben der Sonne und Das Leben anderer Stars ; sieh sie dir unbedingt an.
Verweise:
NASA
Hyperphysik
