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Ein Hertzsprung-Russell-Diagramm zeigt die absolute Helligkeit eines Sterns mit dem Farbindex (hier in den Buchstaben B-V oder Blue-Visual). Die Hauptsequenz ist als deutlich aufsteigende Linie von rechts unten nach links oben sichtbar. Dieses Diagramm zeigt 22.000 Sterne der Hipparcos-Katalog und tausend schwache Sterne (rote und weiße Zwerge) der Antike Gliese-Katalog von sehr nahen Sternen.

In dem Astronomie ist der Hauptfolge ein kontinuierliches und unverwechselbares breites Band von Sterne in einer Grafik mit dem Farbindex gegen die absolute Größe (siehe rechts: V Hauptsequenz). Dieses Farbgrößendiagramme sind bekannt als die Hertzsprung-Russell-Diagramm, benannt nach seinen Mitentwicklern, Ejnar Hertzsprung und Henry Norris Russell. Auf diesem breiten Chartband zu Stars werden Hauptreihenstern genannt, oder a Zwergstern. Die meisten Sterne im Universum sind Hauptreihen-Zwergsterne. Auch der Sonne ist so ein Zwergstern.

Nach einer bildender Stern ist genug geschrumpft, um fortzufahren Kernfusion, wird es im kompakten Bereich im Kern mit der Erzeugung von thermischer Energie beginnen. Hier ist Wasserstoff umgewandelt in . durch Fusion Helium. Während dieser Wasserstoff-zu-Helium-Periode im Leben eines Sterns befindet er sich auf der Hauptreihe. Die Position der Hauptsequenz wird hauptsächlich durch die Masse bestimmt durch den Stern und in geringerem Maße auch durch die Metallgehalt und das Alter. Die Sterne der Hauptreihe sind in a hydrostatisches Gleichgewicht, bei dem der äußere thermische Druck des heißen Kerns mit dem inneren Druck des Schwere der äußeren Schichten des Sterns. Die im Kern produzierte Energie wird gefunden durch Strahlung oder Konvektion der Weg dorthin Sternoberfläche und wird in die abgestrahlt Photosphäre. Die Konvektion findet in den Bereichen mit höherem Temperaturgradienten oder groß Opazität für Strahlung, oder in beidem.

Die Hauptsequenz ist manchmal in höhere und niedrigere Teile unterteilt, basierend auf dem dominanten Prozess, der den Stern antreibt. Sterne mit weniger als anderthalb Sonnenmasse Primäre Wasserstoffatome verschmelzen in mehreren Schritten zu Helium, durch die Proton-Proton-Zyklus. Oberhalb dieser Massengrenze, im oberen Teil der Hauptreihe, verwendet der Prozess der Kernfusion in den Sternen hauptsächlich Atome von Kohlenstoff, Stickstoff- und Sauerstoff als Zwischenschritt im Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus oder CNO-Zyklus, um aus Wasserstoffatomen Heliumatome zu bilden. In Hauptreihensternen mit mehr als zwei Sonnenmassen tritt Konvektion um den Kern auf, die das neu gebildete Helium aufwirbelt und weiterhin genügend Brennstoff für den Fusionsprozess liefert. Unterhalb dieser Massengrenze ist der Energietransport in den Sternkernen fast ausschließlich strahlend, mit konvektiven Regionen in der Nähe der Sternoberfläche. Je weniger Masse ein Hauptreihenstern hat, desto größer ist der Anteil des Sterns, an dem sich eine konvektive Schale bildet. Bei Zwergsternen mit einer Gesamtmasse von weniger als 0,4 SonnenmasseNachts findet im gesamten Himmelskörper Konvektion statt. Wenn in einem stellaren Kern keine Konvektion stattfindet, entsteht ein heliumreicher Kern, der von einer Wasserstoffschicht umgeben ist.

Generell gilt: Je mehr Masse ein Stern auf der Hauptreihe hat, desto kürzer ist seine Lebensdauer. Wenn der gesamte Wasserstoff im Heck verbrannt ist, entwickelt sich der Star der Hauptreihe und wird sich weiter zu einem Überriese, ein roter Riese, und dann a weißer Zwerg.

Geschichte

Dies ist eine Darstellung von heiß und heftig Typ-O Hauptreihensterne in Sternentstehungsgebieten. Dies sind alles Sternentstehungsgebiete mit vielen heißen, jungen Sternen. Dazwischen befinden sich eine Reihe heller Sterne der Spektralklasse O.

Zu Beginn des 20. Jahrhunderts lernten die Menschen immer mehr über Sterntypen und Entfernungen. Es wurde in der Spektren Merkmale, nach denen sie kategorisiert werden können. Annie Sprungkanone und Edward C. Pickering entwickelt an der Observatorium des Harvard College eine Kategorisierungsmethode, die seither als Harvard-Klassifikationsschema, besser bekannt als die Spektralklasse. Dies wurde erstmals 1901 in der veröffentlicht Annalen von Harvard.

Es war 1906 in Potsdam dass der dänische Astronom Hertzsprung bemerkte, dass die rötesten Sterne - im Harvard-Schema als K und M klassifiziert - in zwei verschiedene Gruppen eingeteilt werden konnten. Diese Sterne waren entweder viel heller als die Sonne oder viel lichtschwächer. Um die Unterscheidung zu verdeutlichen, nannte er sie „Riesenstern“ und „Zwergstern“. Im folgenden Jahr begann er ein Studium der Sternhaufen; große Gruppen von Sternen, die nahe beieinander liegen. Er veröffentlichte die ersten Graphen von Farbe versus Helligkeit dieser Sterne. Auf dieser erschien eine deutlich charakteristische und durchgehende Reihe von Sternen, die er dann als Hauptreihe bezeichnete.

Henry Norris Russell war oben Princeton in der gleichen Art von Forschung tätig. Er untersuchte die Beziehung zwischen der spektralen Klassifizierung von Sternen und der absolute Größe. Er verwendete nach Harvard kategorisierte Sterne mit einem zuverlässigen Parallaxe. In der resultierenden Grafik bemerkte er, dass Zwergsterne eine charakteristische Linie hatten. Damit konnte erstmals die absolute Helligkeit eines Zwergsterns mit hinreichender Genauigkeit vorhergesagt werden.

Von den roten Sternen aus Hertzsprungs Beobachtungen folgten nur die Zwergsterne ebenfalls dem von Russell entdeckten Verhältnis von Spektralklasse und absoluter Helligkeit. Die Riesensterne sind unter anderem viel heller als Zwerge und zeigten daher nicht den gleichen Anteil. Russell schlug daher vor, dass „Riesensterne eine geringere Dichte oder hellere Sternoberflächen haben sollten“, während das Gegenteil für Zwergsterne der Fall ist. Seine Karte zeigte auch einige sehr schwache weiße Sterne.

Der Begriff Hertzsprung-Russell-Diagramm wurde 1933 geprägt Bengt Stromgren für das Leuchtkraft-Spektralklassendiagramm eingeführt. Der Name zeigt, wie beide Männer diese Technik Anfang des Jahrhunderts parallel entwickelten.

Als in den 1930er Jahren die evolutionären Vorhersagemodelle für Sterne entwickelt wurden, wurde entdeckt, dass Sterne mit einheitlicher chemischer Zusammensetzung einen Zusammenhang zwischen der Masse der Sterne, der Leuchtkraft und dem Radius aufweisen. Dies ist als Vogt-Russell-Theorem bekannt, benannt nach einem deutschen Astronomen Heinrich Vogt und Henry Norris Russell. Anhand der Position auf der Hauptreihe und der chemischen Zusammensetzung konnten nun Masse und Radius des Sterns bestimmt werden. Kurz darauf wurde festgestellt, dass das Theorem für Sterne mit anderer Zusammensetzung nicht ganz zuverlässig ist.

Eine detailliertere Version zur Sternenklassifizierung wurde 1943 von Astronomen veröffentlicht William Wilson Morgan und Philip Childs Keenan. Diese MK-Klassifizierung gab jedem Stern eine Sternenklassifizierung – basierend auf dem Harvard-Schema – und eine Leuchtkraftklasse. Das Harvard-Klassifikationssystem wurde entwickelt, um jedem Stern einen anderen Buchstaben zu geben, basierend auf dem Potenzial der Wasserstoff-Spektrallinie, bevor die Beziehung zwischen den Spektren und der Oberflächentemperatur entdeckt wurde. Als die Sterne nach Temperatur geordnet und die doppelten Sternklassen entfernt wurden, blieben die aktuellen bestehen Spektralklassen Über. Die höchste Temperatur zuerst, mit Farben von Blau bis Rot, werden in die Buchstabenfolge unterteilt: Ö, B, ein, f, G, k und ich. Ein praktischer Merksatz, um sich daran zu erinnern, ist der englische lustige Satz: Öähm, Be einfine Girl/Typ, kiss iche! (ÖCH, BKörper einsonst a fJa Gozer/Griet de kuns iche!) Die Leuchtkraftklasse in römischen Ziffern reichte von I bis V, wobei I die höchste Leuchtkraftklasse ist. Klasse V ist hier die Hauptsequenz.

Der am weitesten entfernte Hauptreihenstern, der im April 2018 von Astronomen gefunden wurde, hat ihn Ikarus genannt, der wissenschaftliche Name lautet MACS J1149 Lensed Star1. Sie ist in einer Entfernung von 9,34 Milliarden Lichtjahr des Boden.

Entstehungsprozess und Sternentwicklung

sehen Sternentstehung und Sternenentwicklung für die wichtigsten Artikel zu diesem Thema.

EIN protostar bildet durch Überschreiten der Jeans-Instabilität in einem Molekülwolke von Gas und Staub im interstellares Medium. Die Ausgangsmasse ist ein homogenes Ganzes, beispielsweise aus 70 % Wasserstoff, 28 % Helium und minimalen Mengen anderer Elemente und Stoffe (Metall erwähnt). Die Anfangsmasse eines Sterns hängt von den Bedingungen in der Wolke ab. In der Astronomie gibt es ein sogenanntes anfängliche Massenfunktion (IMF) beschreibt die Massenverteilung von Sternentstehung. Während dieses Kollapses wird Energie durch das Zusammendrücken des Sterns durch die Schwerkraft erzeugt. Wenn die richtige Dichte für die Kernfusion erreicht ist, wird es exotherm Reaktion erzeugt Energie durch den Prozess, der Wasserstoff in Helium umwandelt.

Hertzsprung-Russell-Diagramm

Spektralklasse

braun
Zwerge

weiße Zwerge

Ritt
Zwerge

Unterzwerge

Hauptfolge
("Zwerge")

Unterriesen

Riesen

Helle Riesen

Überriesen

Hyperriesen

absolut
groß-
tude
(M_V)

Wenn die Wasserstofffusion zur Hauptenergiequelle eines Sterns wird und die überschüssige Energie aus seiner Gravitationskontraktion verebbt ist, liegt der Stern auf einer Kurve auf dem Hertzsprung-Russell-Diagramm (oder HR-Diagramm), das als Standardhauptreihe bezeichnet wird. Im Englischen wird dies auch als "Nullalter Hauptsequenz", oder ZAMS. Dies kann übersetzt werden als "Hauptreihe im beginnenden Alter". Dies bedeutet, dass der Entstehungsprozess abgeschlossen ist und Wasserstofffusion stattfindet. Je kleiner der Stern, desto länger dauert dieser Entstehungsprozess, der Millionen dauern kann Die Eigenschaften eines Sterns auf der ZAMS-Kurve können vorhergesagt werden.Normalerweise nehmen ab diesem Zeitpunkt die Leuchtkraft und Oberflächentemperatur eines Sterns mit dem Alter zu.

Ein Stern wird in der Nähe seiner Startposition auf der Hauptreihe bleiben, bis eine beträchtliche Menge Wasserstoff im Stern verbraucht wurde. Danach verwandelt sich der Stern in einen helleren Stern. Im HR-Diagramm wandert der Stern dann in der Hauptreihe nach rechts oben. Die Hauptsequenz repräsentiert die primäre Wasserstoffverbrennungsphase im Leben eines Sterns.

Eigenschaften

Die überwiegende Mehrheit der Sterne in einem typischen HR-Diagramm liegt auf der Hauptreihenkurve. Diese Kurve ist so klar, weil sowohl die Sternklasse als auch die Leuchtkraft fast vollständig von der Masse des Sterns abhängen, solange er Wasserstoff im Kern verschmilzt - was Sterne für den größten Teil ihres aktiven Lebens tun.

Die Sterntemperatur bestimmt die Spektralklasse über die Auswirkung auf die Eigenschaften von dem Plasma in dem Photosphäre. Die abgestrahlte Energie eines Sterns und seine Dominante Wellenlänge davon werden sowohl von seiner Temperatur als auch von seiner chemischen Zusammensetzung beeinflusst. Ein wichtiger Indikator für diese Energieverteilung ist die FarbindexB - V, in dem die Helligkeit in Blau gemessen wird (B) und grün-gelb (V) Licht durch ein Filtersystem. Dieser Größenunterschied ergibt ein Maß für die Sterntemperatur.

Der Zwergsternname

Hauptreihensterne werden Zwergsterne genannt, aber diese Terminologie ist teilweise historisch und kann etwas verwirrend sein. Für die kühleren Zwergsterne wie die roter Zwerg, das oranger Zwerg und der gelber Zwerg, es stimmt, dass sie tatsächlich viel kleiner und weniger hell sind als die anderen Sterne dieser Farbe. Im Gegensatz dazu gibt es bei den heißeren weißen und blauen Sternen viel weniger Unterschied zwischen dem "Zwergstern" auf der Hauptreihe und dem "Riesenstern", der nicht dorthin gehört. Bei den heißesten Sternen ist der Unterschied nicht mehr direkt beobachtbar. Bei diesen Sternen ist der Unterschied zwischen der "Zwerg"- und "Riesen"-Variante in der Spektrallinien deutlich sichtbar ist und somit als Teil der Hauptreihe gilt. Trotz dieser minimalen Unterschiede werden die extrem heißen Hauptreihensterne immer noch manchmal als Zwergsterne bezeichnet, obwohl sie fast die gleiche Größe und Leuchtkraft wie Riesensterne gleicher Temperatur haben.

Die weit verbreitete Praxis, einen Hauptreihenstern als Zwergstern zu bezeichnen, ist in anderer Hinsicht verwirrend, denn es gibt auch Zwergsterne, die gar nicht in die Hauptreihe gehören. weiße Zwerge sind die verbleibenden Kerne von Sternen nach dem Planetennebel Lebensabschnitt. Diese Sterne sind viel kleiner als Hauptreihensterne, mit Größen nur als Boden. Es ist die letzte Form in der Entwicklung vieler Hauptreihensterne.

Mengen und andere Eigenschaften

Übersicht über jede Spektralklasse der Hauptreihenfolge.

Indem man einen Star als idealen Sender betrachtet, d.h. als schwarzer Kühler, gibt es einen Zusammenhang zwischen der Leuchtkraft l und der Radius R mit dem effektive Temperaturt_eff, demonstriert mit dem Stefan-Boltzmann-Recht:

${displaystyle L=4pi Sigma R^{2}T_{eff}^{4}}$

hier ist σ das Konstante von Stefan-Boltzmann. Wenn die Position eines Sterns im HR-Diagramm die Leuchtkraft darstellt, kann man mit dieser Formel den Radius des Sterns berechnen.

Masse, Radius und Leuchtkraft eines Sterns eines Sterns hängen eng zusammen, ihre Werte können mit drei Formeln angenähert werden. Da ist zunächst das Stefan-Boltzmann-Gesetz, bei dem die Leuchtkraft l, der Radius R und die Oberflächentemperatur t_eff berechnet werden kann. Das zweite ist das Masse-Leuchtkraft-Beziehung, für eine Beziehung zwischen der Leuchtkraft l und die Masse des Sterns ich. Und schließlich die Beziehung zwischen ich und R fast linear.

Für Sterne mit einer Masse mindestens wie die Sonne, in der der Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus stattfindet, gilt die Formel: ε = L/M zur Energieerzeugung pro Masseneinheit. ε bezieht sich auf t_ich¹⁵, in welchem t_ich die Kerntemperatur.

Beispielsterne

Die folgende Tabelle zeigt Größen, die für Sterne der Hauptreihe typisch sind. Die Werte von Helligkeit (l), Strahl (R) und Masse (ich) sind relativ zur Sonne - ein Zwergstern der Sternklassifizierung G2 V. Die tatsächlichen Werte für einen Stern können um 20%-30% von den folgenden Zahlen abweichen.

Energieerzeugung

Logarithmus der relativen Energieausbeute (ε) des Proton-Proton-Zyklus (PP), des Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus (CNO) und des Triple-Alpha-Prozesses bei unterschiedlichen Temperaturen. Die gestrichelte Linie zeigt die kombinierte Energieausbeute von PP und CNO in einem Stern. Im Kern unserer Sonne ist die Temperatur für PP effizienter.

Alle Sterne in der Hauptreihe haben einen Kernteil, in dem Energie durch Kernfusion erzeugt wird. Die Temperatur und das Dichteniveau dieser Kernregion sind Werte, die notwendig sind, um genug Energie zu produzieren, um den Rest des Sterns zu erhalten. Wenn diese Energieproduktion abnimmt, drückt die umgebende Masse das Heck stärker, was aufgrund des erhöhten Drucks und der erhöhten Temperatur sofort zu einer Zunahme der Kernfusionsaktivität führt. Ebenso führt eine erhöhte Energieproduktion in den Sternen dazu, dass sich der Stern ausdehnt und der Druck auf die Sterne etwas nachlässt. Sterne bilden auf diese Weise ein selbstregulierendes System mit einem stabilen hydrostatisches Gleichgewicht die während der gesamten Lebensphase auf der Hauptreihe stabil bleiben.

Hauptreihensterne verwenden zwei Arten der Wasserstofffusion, wobei die Energieproduktion von der Temperatur in der Region der Sterne abhängt. Astronomen unterteilen die Hauptreihe in einen höheren und einen unteren Teil, je nachdem, welche der beiden Wasserstofffusionen die größte Energie in einem Stern erzeugt. Im unteren Teil wird Energie hauptsächlich durch den Proton-Proton-Zyklus erzeugt, der Wasserstoffatome direkt in Helium umwandelt. Sterne im höheren Teil der Hauptreihe haben in den Sternen genügend Temperatur, damit der Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus effizient ablaufen kann. (Siehe Grafik.) Diese Form der Kernfusion verwendet Atome von Kohlenstoff, Stickstoff- und Sauerstoff als Zwischenschritt bei der Umwandlung von Wasserstoff in Helium.

Bei einer Kerntemperatur von 18 Millionen K in einem Stern sind der Proton-Proton-Zyklus und der Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus gleich effizient und liefern in diesem Fall beide die Hälfte der Leuchtkraft des Sterns. Dies gilt für Sterne mit eineinhalb Sonnenmassen. Der höhere Teil der Hauptreihensterne besteht daher aus Sternen mit einer Masse von mehr als 1,5 M_☉. Grob gesagt gehören Sterne der Spektralklasse F oder kühler zum unteren Teil der Hauptreihe, während Sterne der Spektralklasse A oder heißer zur höheren Hauptreihe gehören. Der Übergang von einer vorherrschenden Form der Wasserstofffusion zu einer anderen erfolgt in weniger als einer einzigen Sonnenmasse. Bei der Sonne werden mit 1 Sonnenmasse nur 1,5% der Energie durch den Kohlenstoff-Stickstoff-Kreislauf erzeugt. Wenn ein Stern 1,8 Sonnenmassen oder mehr hat, stammt fast die gesamte Energieproduktion aus dem Kohlenstoff-Stickstoff-Kreislauf.

Den Beobachtungen zufolge liegt die extreme Massengrenze für einen Hauptreihenstern zwischen 120 und 200 Sonnenmassen. Die theoretische Erklärung für diese Obergrenze ist, dass Sterne mit noch mehr Masse nicht schnell genug Energie ausstrahlen können, um weiterhin einen stabilen Himmelskörper zu bilden. Zusätzliche angezogene Masse wird in einer Reihe von Pulsen abgeworfen, bis die stabile Grenze erreicht ist. Die äußerste untere Grenze, um einen Proton-Proton-Zyklus zu starten, beträgt etwa 0,08 Sonnenmasse oder das 80-fache der Masse von Jupiter. Unterhalb dieser Grenze findet man die Braune Zwerge. Diese sind nicht in der Lage, einen Proton-Proton-Zyklus zu initiieren, aber sie verschmelzen Deuterium und Lithium.

Struktur

sehen Sternstruktur für den Hauptartikel zu diesem Thema.

Querschnitt eines sonnenähnlichen Sterns. Hier sind unter anderem eine Konvektionszone und eine Strahlungszone in der inneren Struktur zu erkennen.

Weil es einen Temperaturunterschied zwischen einem Stern und der Sternoberfläche gibt, oder Photosphäre, Energie wird in einem Stern nach außen abgeleitet. Die zwei Wege, auf denen diese Energie transportiert wird, sind Strahlung und Konvektion. Eine Strahlungszone, in der die Energie also über Strahlung bewegt wird, ist zu fest für Konvektion und sehr geringe Vermischung der Plasma Platz. In einer Konvektionszone erfolgt der Energietransport durch große Bewegung im Plasma, in der die heißere Materie aufsteigt und kühleres Plasma absinkt. Konvektion ist eine effizientere Art des Energietransports, findet jedoch nur bei großen Temperaturunterschieden statt.

Bei großen Sternen (über 10 Sonnenmassen) ist die Energieproduktionsrate des Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus sehr temperaturempfindlich, so dass die Kernfusion sehr konzentriert um und im Kern stattfindet. Dies führt zu einem hohen Temperaturgefälle im Kernbereich, wodurch eine Konvektionszone für einen effizienteren Energietransport entsteht. Diese Vermischung von Materie um den Sternkern entfernt das neu gebildete Helium aus dem Wasserstoffschmelzbereich. Dadurch kann ein Stern während seiner Lebensphase auf der Hauptreihe viel mehr Wasserstoff verschmelzen. Die äußere Hülle eines so großen Sterns transportiert Energie durch Strahlung, fast ohne oder ohne Konvektion.

Mittelgroße Sterne wie Sirius transportieren Energie hauptsächlich durch Strahlung, mit einem kleinen Konvektionsbereich im Kern. Sterne mit geringerer Masse, wie die Sonne, haben eine Kernregion, die für Konvektion zu stabil ist. In den äußeren Schichten eines solchen Sterns findet eine Vermischung durch Konvektion statt. Dadurch kommt es zu einer ständigen Ansammlung von Helium im Kern, umgeben von einer wasserstoffreichen Hülle. Kältere Sterne mit weniger als 0,4 Sonnenmassen sind vollständig konvektiv. Daher verteilt sich das im Kern dieser weniger massereichen Sterne produzierte Helium über den gesamten Himmelskörper, wodurch eine relativ gleichmäßige Zusammensetzung entsteht. Auch Sterne unter vier Zehntel der Sonnenmasse haben aufgrund der gleichmäßigen Konvektion eine vergleichsweise längere Lebensdauer auf der Hauptreihe.

Helligkeit/Farbunterschied

Die Sonne ist das bekannteste Beispiel für einen Hauptreihenstern.

Da sich Helium, wenn es (noch) nicht selbst fusioniert, im Kern eines Hauptreihensterns ansammelt, nimmt die Verfügbarkeit von Wasserstoff langsam ab und damit die Fusionsrate. Da der Energieabfluss aus der Kernfusion die treibende Kraft für das Abhalten der äußeren Schichten eines Sterns ist, reduziert dieser Heliumaufbau diese. Die äußeren Schichten verdichten den Kern nun stärker, was höhere Temperaturen und Drücke zur Folge hat. Beide Faktoren erhöhen die Fusionsgeschwindigkeit und so verschiebt sich das Gleichgewicht im Stern in Richtung eines kleineren, kompakteren und heißeren Kerns, der dann mehr Energie produziert. Diese höhere Energieproduktion führt dazu, dass sich die äußeren Schichten des Sterns durch den Energieabfluss nach außen ausdehnen. Daher wird ein Hauptreihenstern im Laufe der Zeit an Leuchtkraft und Strahlgröße zunehmen. Im Fall unserer Sonne betrug die Leuchtkraft zu Beginn ihres Lebens nur 70 % der heutigen. Wenn ein Stern altert, ändert sich auch seine Position im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Dieser Prozess verbreitert die Linie des Hauptserien-Diagramms auf der HR, es ist ein breites Band und keine enge, schmale Linie.

Andere Faktoren, die die Hauptreihe in einem Graphen verbreitern, sind die Unsicherheit bei der Entfernungsbestimmung von Sternen und das Vorhandensein von unentdeckten Doppelsterne, die die beobachteten Werte beeinflussen können. Aber nur perfekte Beobachtungen würden auch ein breites Band und keine gerade Linie ergeben, denn Masse ist nicht die einzige Eigenschaft, die die Farbe und Leuchtkraft von Sternen bestimmt. Unterschiede in der chemischen Zusammensetzung durch die anfängliche Formation, die Sternhaare Evolutionsstatus, Wechselwirkung mit einem oder mehreren Doppelsternen, ein Fasten Sterndrehung oder ein stellares Magnetfeld kann einen kleinen Einfluss auf die Position eines Sterns im HR-Diagramm haben, um nur einige Faktoren zu nennen. Ein gutes Beispiel dafür sind die Unterzwerge. Diese Sterne der Klasse VI haben einen niedrigen Metallgehalt (mit Metallanteil bedeutet hier: mit wenig Elementen mit einer höheren Ordnungszahl als Helium) und liegen daher unterhalb der Hauptreihe (V) auf der HR. Es sind Sterne, die Wasserstoff genau wie auf der Hauptreihe verschmelzen, aber aufgrund ihrer Zusammensetzung sind die Leuchtkraft und Größe deutlich geringer.

Ein spezifischer schräger vertikaler Bereich im Hertzsprung-Russell-Diagramm wird als . bezeichnet Instabilitätsstreifen. Es enthält pulsierende, variable Sterne wie Cepheiden. Diese Sterne ändern ihre Leuchtkraft in einem regelmäßigen Muster, was als pulsierender Effekt zu sehen ist. Der Streifen durchquert einen oberen Teil der Hauptreihe in der Sternklasse ein bis einschließlich f, das sind Sterne zwischen 1 und 2 Sonnenmassen. Die pulsierenden Sterne, die auf diesen gemeinsamen Teil des Instabilitätsstreifens und der Hauptreihe fallen, sind die Delta-Scuti-Variablen. Diese Hauptreihensterne zeigen nur eine geringe Größenänderung und sind daher schwer zu beobachten. Es gibt auch andere veränderliche Hauptreihensterne, wie z Beta-Cephei-Variablen, die auf diesem Instabilitätsstreifen nicht zu finden sind.

Lebensdauer

Beispielgraph für eine Masse-Leuchtkraft-Beziehung eines Hauptreihensterns.

Die Gesamtenergiemenge, die ein Stern durch Wasserstofffusion erzeugen kann, hängt von der Menge an Wasserstoff ab, die im Kern verbrannt werden kann. Ein Stern befindet sich nur dann im Gleichgewicht, wenn die im Kern erzeugte Energie mindestens der Energiemenge entspricht, die auf seine Oberfläche abgestrahlt wird. Wenn also die Leuchtkraft eines Sterns bekannt ist, ist auch die abgestrahlte Energiemenge bekannt. Daher können Astronomen die Gesamtlebensdauer eines Hauptreihensterns aus seiner Leuchtkraft bestimmen.

Wenn ein Stern mit mindestens 0,5 Sonnenmasse seinen Wasserstoff von den Sternen verbraucht hat, dehnt er sich aus und a roter Riese einbiegen in. Als Roter Riese kann ein Stern Heliumatome bei ausreichender Temperatur verschmelzen, um Kohlenstoff zu erzeugen. Die Energie pro Masseneinheit, die bei der Kernfusion von Helium erzeugt wird, beträgt nur etwa ein Zehntel der Energie, die bei der Wasserstofffusion erzeugt wird. Dadurch wird die Leuchtkraft des Sterns erhöht. Diese Phase der Heliumverbrennung ist viel kürzer als die Zeit, die ein Stern auf der Hauptreihe verbringt. Zum Beispiel wird unsere Sonne nur 130 Millionen Jahre lang Helium fusionieren, während die Wasserstofffusion 12 Milliarden Jahre dauern wird. Dieses Verhältnis gilt für alle Sterne über 0,5 Sonnenmassen, und daher befinden sich bei der Beobachtung 90% dieser Sterne in der Hauptreihe. Im Durchschnitt hat ein Stern Eigenschaften gemäß der empirischen Funktion der Masse-Leuchtkraft-Beziehung. Die Lichtleistung (l) des Sterns ist ungefähr proportional zur Gesamtmasse (ich) demzufolge Power-Funktion:

${displaystyle { egin{smallmatrix}L Propto M^{3.5}end{smallmatrix}}}$

Diese Funktion gilt für Hauptreihensterne mit Massen zwischen 0,1 und 50 Sonnenmassen.

Die für die Kernfusion verfügbare Brennstoffmenge ist proportional zur Masse des Sterns. Daher kann die Lebensdauer eines Hauptreihensterns durch den Vergleich mit einem Evolutionsmodell abgeschätzt werden. Die Sonne ist jetzt 4,5 Milliarden Jahre auf der Hauptreihe und wird voraussichtlich in weiteren 6,5 Milliarden Jahren ein roter Riese werden. Ihr gesamtes Leben in der Hauptsequenz wird ungefähr 10 . betragen¹⁰ Jahre oder 10 Milliarden Jahre. Daher kann man sagen:

${displaystyle { egin{smallmatrix} au _{m {MS}} ca. 10^{10}{ ext{years}}cdot left[{frac {M}{M_{ igodot }}}ight]cdot left[{frac { L_{ igodot }}{L}}ight] = 10^{10}{ ext{years}}cdot left[{frac {M}{M_{ igodot }}}ight]^{-2.5}end{smallmatrix}} }$

Bei welchem ich und l die Masse und Leuchtkraft des Sterns darstellen, ${displaystyle { egin{smallmatrix}M_{ igodot }end{smallmatrix}}}$ ist eine Sonnenmasse und ${displaystyle { egin{smallmatrix}L_{ igodot }end{smallmatrix}}}$ die Leuchtkraft der Sonne. ${displaystyle au _{m {MS}}}$ stellt die geschätzte Lebensdauer auf der Hauptreihe dar.

Obwohl größere Sterne mehr Brennstoff für ihre Kernfusion haben, bleiben sie nicht länger in der Hauptreihe als kleinere Sterne. Dies liegt daran, dass sie proportional auch mehr Energie abstrahlen. Die Zustandsgleichung von Sternen schreibt für größere vor, dass der nach außen gerichtete Druck der von den Sternen abgestrahlten Energie dem kolossalen Innendruck der Schwerkraft standhalten muss, um das Gleichgewicht aufrechtzuerhalten. Infolgedessen werden die massereichsten Sterne nur wenige Millionen Jahre auf der Hauptreihe stehen, während Sterne mit nur einem Zehntel der Sonnenmasse eine Billion kann Jahre dauern.

Das genaue Masse-Leuchtkraft-Verhältnis hängt davon ab, wie effizient Energie vom Kern zur Oberfläche transportiert werden kann. Ein höheres Opazität bedeutet einen isolierenden Effekt, der mehr Energie im Kern speichert, wodurch ein Stern weniger Energie produziert, um das hydrostatische Gleichgewicht aufrechtzuerhalten. Das Umgekehrte gilt auch: Eine geringere Opazität bedeutet mehr Energieverlust und daher muss ein Stern mehr produzieren, um im Gleichgewicht zu bleiben. Ist die Trübung jedoch so hoch, dass der Transport in Konvektion übergeht, gelten für das hydrostatische Gleichgewicht in einem Stern andere Bedingungen.

Wege der Evolution

Evolutionsbahn eines Sterns wie der Sonne in einem Leuchtkraft-Temperatur-Diagramm.

Wenn ein Hauptreihenstern seinen gesamten Wasserstoff von den Sternen verbraucht hat, führt der Verlust dieser Energieerzeugung dazu, dass sich der Stern zusammenzieht, wenn sich der Stern von der Hauptreihe entfernt. Im Folgenden sind mehrere mögliche Pfade im Hertzsprung-Russell-Diagramm aufgeführt, die von Masse, Zusammensetzung und anderen Faktoren abhängen.

So wird beispielsweise vorhergesagt, dass Sterne mit weniger als 0,23 Sonnenmassen sofort zu einem Weißen Zwerg werden, nachdem die Energiegewinnung durch Kernfusion von Wasserstoff im Kern beendet ist. Obwohl noch kein Stern in unserem Universum alt genug geworden ist, um es zu beweisen.

Hertzsprung-Russell-Diagramm zweier offener Sternhaufen: NGC 188 (blau) ist älter und zeigt weniger Abgänge aus der Hauptsequenz als M67 (Gelb). Die Punkte außerhalb der beiden Serien sind hauptsächlich Vordergrund- und Hintergrundsterne ohne Verbindung zu den Sternhaufen.

Bei Sternen mit mehr Masse als 0,23 Sonnenmassen gewinnt der den Heliumkern umgebende Wasserstoff genügend Temperatur und Druck, um nach der Hauptreihe zu verschmelzen. Um den Kern bildet sich eine Hülle aus Wasserstofffusion, die dazu führt, dass sich die äußeren Sternschichten ausdehnen und dadurch abkühlen. Dieser evolutionäre Schritt, bei dem sich Sterne so von der Hauptreihe entfernen, wird als bezeichnet Unterriesenzweig; es ist ein relativ kurzer Zeitraum und sticht wie ein Loch hervor, es, Hertz Federlochung, da in dieser Phase nur wenige Sterne zu finden sind.

Wenn der Heliumkern von Sternen geringerer Masse in a degenerierter Zustand oder die äußeren Schichten von Sternen mittlerer Masse kühl genug sind, um undurchsichtig zu sein, wird die Temperatur der Wasserstoffhülle ansteigen, wodurch die Leuchtkraft der Sterne zunimmt. Das nennt man roter Riesenzweig; es ist eine relativ lange Evolutionsphase eines Sterns und in HR-Diagrammen deutlich sichtbar. Irgendwann enden diese Sterne in einem Planetennebel Phase und verwandeln sie in einen weißen Zwerg. Wenn ein Stern Helium verschmilzt, bedeutet dies das Ende des Roten Riesenzweigs.

Die massereichsten Sterne, die Überriesen, werde kein roter Riese; Stattdessen wird das Heck heiß genug, um Helium (bei 100 Millionen Kelvin) so schnell zu schmelzen, dass es nicht als Roter Riesenzweig bezeichnet wird. Es folgen noch schwerere Elemente für die Kernfusion im Kern. Diese Sterne folgen einem fast horizontalen Entwicklungspfad von der Hauptreihe entlang der Spitze des HR-Diagramms. Überriesen sind relativ selten und erscheinen in den meisten HR-Charts kaum. Ihr Stern wird schließlich implodieren, was normalerweise zu einer Supernova und einem Neutronenstern oder stellares schwarzes Loch bleibt zurück.