Dacă faceți un grafic al luminozității a câteva mii de stele lângă noi, în raport cu culoarea lor (sau temperatura suprafeței) - o diagramă Hertzsprung-Russell - veți vedea că majoritatea sunt pe o linie aproape dreaptă, în diagonală, care merge de la slab și roșu la luminos și albastru. Acea linie este secvența principală (desigur, trebuie să tramați luminozitatea absolută - sau luminozitatea - nu luminozitatea aparentă; știți de ce?).
După cum v-ați fi așteptat, descoperirea secvenței principale a trebuit să aștepte până când distanțele până la cel puțin câteva sute de stele pot fi rezonabil bine estimate (astfel încât magnitudinile lor absolute, sau luminozitățile, ar putea fi rezolvate). Acest lucru s-a întâmplat în primii ani ai secolului XX (fapt amuzant: descoperirea lui Russell a fost modul în care luminozitatea absolută a fost legată de clasa spectrală - OBAFGKM - mai degrabă decât de culoare).
Atunci, de ce majoritatea stelelor par să stea pe secvența principală? De ce nu găsim stele peste diagrama H-R?
În secolul al XIX-lea, ar fi fost imposibil să răspundem la aceste întrebări, deoarece teoria cuantică nu fusese inventată atunci și nimeni nu știa despre fuziunea nucleară sau chiar ce a alimentat Soarele. Cu toate acestea, până în anii 1930, contururile principale ale răspunsurilor au devenit clare ... stelele secvenței principale sunt alimentate de fuziunea cu hidrogen, care are loc în miezul lor, iar secvența principală este doar o secvență de masă (stelele roșii slabe sunt cele mai puțin masive - începând cu aproximativ o zecime din cea a Soarelui - și cele albastre strălucitoare cel mult - de aproximativ 20 de ori). Stelele se găsesc în altă parte pe diagrama Hertzsprung Russell, iar pozițiile lor reflectă reacțiile nucleare care le alimentează și unde au loc (sau nu; piticele albe sunt cenușii, se răcesc lent). Deci, în linii mari, există atât de multe stele pe secvența principală - în comparație cu alte părți din diagrama H-R - pentru că stelele își petrec mult mai mult din viață arzând hidrogen în miezurile lor decât producând energie în orice alt mod!
Au fost necesare multe decenii de cercetare pentru a afla detaliile evoluției stelare - ce reacții nucleare pentru ce masă și compoziție a unei stele, cum dimensiunea unei stele reflectă structura și compoziția sa internă, cum pot trăi unele stele mult timp după ce ar trebui fiți pitici albi, etc, etc, etc - și există încă multe întrebări fără răspuns astăzi (poate puteți ajuta să le rezolvați?).
Main Sequence (Universitatea din Utah), Main Sequence Stars (Universitatea din Oregon) și Stele (NASA Imaginează Universul) sunt trei locuri bune pentru a afla mai multe.
Dating a Cluster - Un nou truc, V este pentru Valentine ... V838, și Capture A FUor! sunt doar trei dintre numeroasele povești ale Space Magazine care prezintă secvența principală.
Astronomy Cast acoperă secvența principală din punctul de vedere al evoluției stelare în Viața Soarelui și Viața celorlalte stele; asigurați-vă că le verificați.
Referințe:
NASA
Hyperphysics
