“Ana Dizi” geçici bir dizi mi?

Parlaklık ve yüzey sıcaklığı ile çizilen yıldızlar, Hertzsprung-Russell diyagramında kalıplara uyar . Bu çizimin kaba bir köşegen alt kümesine ana dizi denir. Bu herhangi bir anlamda zamansal bir dizi midir? Vikipedi makalesinin yıldız fiziği bölümünde cevabın hayır olduğuna dair bir ipucu var , ancak bir zamanlar böyle düşünülmüştü:

Diyagramın tefekkür edilmesi, gökbilimcilerin yıldız evrimini gösterebileceğini tahmin etmelerine yol açtı; ana öneri, yıldızların kırmızı devlerden cüce yıldızlara çöktüğü, ardından yaşamları boyunca ana dizinin çizgisi boyunca aşağı doğru hareket ettiği idi.

Peki, bu durumda "dizi" kelimesi, herhangi bir yıldızın zaman içinde ilerlemesi değil, sadece belirli bir düzen anlamına mı geliyor? Ana dizi yıldızların önemli bir zaman geçirdiği yıldız evriminde bir çeşit plato mudur?

Bu herhangi bir anlamda zamansal bir dizi midir?

Pek sayılmaz. En azından ana dizi boyunca kayan bir yıldız anlamında değil. Bu olmaz. Bunun yerine, bir yıldız, bir ana dizi yıldızı olarak ömrü boyunca ana dizinin bir noktasında az çok park halinde kalır.

Bir protostar, sıfır yaş ana sekans yıldızından daha parlak ve daha serindir. Bir yıldız bir kez "tutuşur" (hidrojeni kaynaştırmaya başlar (döteryum değil)) bir yıldız ana diziye girdiği zamandır. Yıldız, hayatının çoğunu burada geçirir. Kütlesi Güneş kütlesinin yaklaşık% 40'ından az olan yıldızlar, yıldızın yaşamının tamamını yıldız olarak geçireceği yer burasıdır. Küçük yıldızlar yaşlandıkça kararır ve kararır.

Daha büyük yıldızlar en içteki çekirdekten en dıştaki bölgelere iyice karışmaz. Bu daha büyük yıldızlar yaşlandıkça bir helyum külü oluştururlar. Bu hidrojen füzyonu nihayetinde, çekirdekteki tüm hidrojen helyuma kaynaştığında sona erer. O zaman yıldız ana diziden ayrılır. Küçük yıldızların aksine, büyük yıldızlar yaşlandıkça daha parlak (daha parlak) olurlar.

Daha büyük yıldızlar (% 40 güneş kütlesinden daha büyük yıldızlar) yaşlandıkça parlaklık bakımından iki katına veya üç katına çıkabilir. Bu, üçüncü ila yarım bir büyüklük artışıdır ve en küçük kırmızı cüce ile en büyük mavi dev arasındaki bir HR diyagramında gösterilen parlaklıktaki on bir veya on iki büyüklük farkına kıyasla küçüktür. Bunun anlamı, küçük olmayan bir yıldız ana sekansa girdiğinde, ana sekanstan ayrılana kadar az çok ana sekanstaki o noktada kalır.

Hayır, Ana Sıra daha çok bir başlangıç ​​çizgisine benzer . Yıldızların çoğu , hidrojeni helyuma kaynaştırırken , bir noktasında ( güneş için 10 milyar yıl ) uzun zaman geçirir . Sonra dolaşıyorlar.

Olarak , bu diyagram siyah çizgi ana dizisidir. Renkli çizgiler zamansal dizileri gösterir. Bir yıldızın zamanındaki bu ilerlemeye onun evrimsel izi denir .

Siyah çizgi üzerindeki sayılar güneş kütleleri (1 = güneş). Bu diyagram, Wikimedia kullanıcıları Rursus , GAS ve Jesusmaiz tarafından bir dizi görüntü ile gelişti.

Ana sekans çoğunlukla bir yıldızın tamamen oluştuktan sonra ulaştığı, ancak normal füzyon reaksiyonlarını yakıtlandırmak için hidrojenin azalmaya başlamadan önce ulaştığı bir platodur. Ve evet, dizi çoğunlukla bir emirdir - yaşa göre değil, kütleye göre. Çoğunlukla söylüyorum, çünkü yaşın bir etkisi vardır ( sıcaklık-parlaklık değişimi ile ilgili ana dizi hakkındaki Wikipedia makalesine bakın ). Sonuç olarak yaşlı yıldızlar genç yıldızlardan biraz daha sıcak ve parlak olurlar.

Çoğu yıldız için, yaydığı ışığın çoğu siyah cisim radyasyonudur . Bir yıldızın ürettiği enerji miktarı karmaşıktır ( kütle-parlaklık ilişkisi için sayfada açıklandığı gibi ), ancak sonuçta daha büyük kütleye sahip yıldızlar için, enerji çıkışı yüzey alanına göre önemli ölçüde artar ve bu nedenle daha sıcaktır. . Siyah cisim radyasyonu sayfasında, daha küçük yıldızların yüzey sıcaklığının kırmızı ve kütle arttıkça turuncu, sarı, yeşil ve mavi renklerin nasıl olduğunu gösteren bir sıcaklık grafiği de dahil olmak üzere güzel bir açıklama vardır .

Daha yüksek füzyon oranı (boyuta göre), daha büyük yıldızların neden daha küçük yıldızlardan daha hızlı hidrojen tükettiğini açıklar.

Kısa cevap

Cevap hayır. Ana dizi kütle cinsinden bir dizidir (ve zaman içindeki bir dizidir).

En büyük yıldızlar sol üstte bulunur (çünkü en parlak ve en sıcak / en mavidirler). En düşük kütle yıldızları sol altta bulunur (dimmer ve soğutucu / redder olduklarından).

Ana sekansı sol üstten sağ alta doğru takip etmek böylece yüksek ila düşük kütle arasında bir sekanstır.

Biraz daha fazla arka plan

Hertzsprung ve Russel gökbilimcileri, yıldızların parlaklığının ve renklerinin sadece rastgele olmadığını, yıldızların büyük çoğunluğunun parlaklık ve renk arasında dar bir ilişki olduğunu ilk belirtenlerdi. En parlak yıldızlar genellikle daha mavidir (= daha sıcak) ve sönük yıldızlar genellikle daha kırmızıdır (= daha serin).

Yıldızların özelliklerini dikey eksendeki parlaklığı ve yatay eksendeki rengi (veya sıcaklığı) gösteren bir diyagramda çizerken, yıldızların büyük çoğunluğunun bu diyagramdaki oldukça dar bir şeritte olduğu ortaya çıkıyor. Bu dikene ana sıra diyoruz, çünkü çoğu yıldız üzerinde yatıyor. (İstisnalar vardır, örneğin kırmızı devler ve beyaz cüceler bu dizide yer almaz, ancak bunlar daha nadirdir). Şimdi bu diyagrama Hertzsprung-Russel diyagramı diyoruz.

Çoğu yıldız bu dizide yatmaktadır çünkü yaşam sürelerinin yaklaşık% 90'ını çok fazla değişmeden geçirirler. Güneş aynı zamanda ana dizideki birçok yıldızdan biridir. Ana dizideki tüm yıldızlar, sıcak merkezlerinde nükleer hidrojen füzyonu ile güçlendirilir. Bu, bir yıldız için öylesine verimli bir yakıt kaynağıdır ki, ömrünün% 90'ını alır.

Bilgisayar modelleri, gökbilimcilerin yıldızların yaşlandıklarında Hertzsprung-Russel diyagramında nasıl ilerlediğini anlamalarına yardımcı oldu. Yıldızlar merkezlerinde hidrojen yakıtı bittiğinde değişmeye başlarlar ve ana diziden ayrılırlar. İşte o zaman kırmızı devler olmak için büyüyebilirler. Bunlar nispeten hızlı değişiyor. Bu yüzden ana diziden çok fazla yıldız görmüyoruz. Yıldızların yaşlandıkça diyagramda nasıl ilerlediğine dair izlere evrimsel izler denir. Bu evrimsel izler bir zaman dizisi olarak düşünülebilir.