Wikipedia

Hoofreeks

Die hoofreeks is 'n aaneenlopende en kenmerkende strook sterre op grafieke wat kleur teenoor helderheid stel, soos die Hertzsprung-Russell-diagram. Sulke sterre is bekend as hoofreeks- of dwergsterre.[1][2]

'n Hertzsprung-Russell-diagram. Die hoofreeks is duidelik sigbaar as die breë band wat diagonaal van bo links na regs onder loop.

Nadat ’n ster ontstaan het, wek dit energie op in die warm, digte kernstreek deur middel van die kernfusie van waterstofatome in helium. Tydens dié deel van ’n ster se leeftyd bevind hy hom op die hoofreeks in ’n posisie wat hoofsaaklik deur sy massa bepaal word, maar ook deur sy chemiese samestelling en ander faktore. Alle hoofreekssterre is in hidrostatiese ewewig, waar die buitewaartse druk van die warm kern gebalanseer word deur die binnewaartse swaartekragdruk van die ster. Energie wat in die kern opgewek word, beweeg na die oppervlak van die ster en word uitgestraal.

Hoe groter ’n ster is, hoe korter is sy lewensduur op die hoofreeks gewoonlik. Nadat al die waterstof in die kern opgebruik is, beweeg die ster na buite die hoofreeks op die HR-diagram. Daarna hang die gedrag van die ster af van sy massa: sterre van kleiner as 0,23 sonmassas word direk witdwerge, terwyl sterre van tot 10 sonmassas deur ’n rooireusstadium gaan.[3] Nog groter sterre kan ontplof as ’n supernova[4] of direk in ’n swartkolk inplof.

Ons son is 'n geeldwerg en 'n hoofreeksster van medium grootte. Witdwerge en rooireuse val buite die hoofreeks.

Geskiedenis

wysig

In die eerste deel van die 20ste eeu het inligting oor die verskillende tipes sterre en hul afstande meer geredelik beskikbaar geraak. Dit het duidelik geword dat die spektrums van sterre kenmerkende eieskappe het en dat sterre dus gekategoriseer kan word. Annie Jump Cannon en Edward C. Pickering by die Harvard-kollege-sterrewag het ’n metode van klassifikasie ontwikkel bekend as die Harvard-klassifikasiestelsel, en dit in 1901 gepubliseer.[5]

Die Deense sterrekundige Ejnar Hertzsprung het in 1906 in Potsdam opgemerk dat die rooiste sterre – wat in die Harvard-stelsel as K en M geklassifiseer is – in twee groepe verdeel kan word: sterre baie helderder en baie dowwer as die Son. Om die twee groepe te onderskei, het hy hulle "reuse" en "dwerge" genoem. Die volgende jaar het hy sterreswerms begin bestudeer – groot groepe sterre wat omtrent ewe ver van die Aarde af is. Hy het die eerste grafieke gepubliseer van hierdie sterre wat die verband tussen kleur en helderheid aandui. Hierdie grafieke het ’n prominente en aaneenlopende stroom sterre getoon wat hy die Hoofreeks genoem het.[6]

 
Warm, helder O-tipe hoofreekssterre in stervormende gebiede.[7]

By die Universiteit van Princeton het Henry Norris Russell dieselfde soort navorsing gedoen. Hy het die verhouding bestudeer tussen die spektraalklassifikasie van sterre en hul werklike helderheid soos aangepas by hul afstand – hul absolute magnitude. Vir dié doel het hy sterre gebruik met betroubare parallakse waarvan baie by Harvard gekategoriseer is. Toe hy grafieke van hierdie sterre opstel met hul spektraaltipe teenoor hul absolute magnitude, het hy gevind dwergsterre het ’n spesifieke verhouding. Daardeur kon die werklike helderheid van ’n dwergster met redelike akkuraatheid bereken word.[8] Wat die rooi sterre betref wat Hertzsprung bestudeer het, was daar dieselfde verhouding onder die dwergsterre as wat deur Russell waargeneem is. Die reusesterre is egter baie helderder as die dwerge en het dus nie dieselfde verhouding nie. Russell het voorgestel dat die "reusesterre ’n lae digtheid of groot oppervlakhelderheid moet hê".[8]

In 1933 het Bengt Strömgren die term Hertzsprung-Russell-diagram voorgestel vir ’n helderheid-spektraaltipe-grafiek.[9] Dit weerspieël die parallelle ontwikkeling van die tegniek deur die twee mans.[6]

Namate evolusiemodelle van sterre in die 1930's ontwikkel is, het dit duidelik geword dat daar vir sterre met ’n eenvormige chemiese samestelling, ’n verhouding is tussen die ster se massa en sy helderheid en radius. As die massa en samestelling dus bekend was, kon die radius en helderheid vasgestel word. Dit het bekend geword as die Vogt-Russell-stelling, genoem na Heinrich Vogt en Henry Norris Russell.

In 1943 is ’n verfynde skema vir sterreklassifikasie gepubliseer deur W.W. Morgan en P.C. Keenan.[10] Die MK-klassifikasiestelsel het aan elke ster ’n spektraaltipe – gebaseer op die Harvard-klassifikasie – en ’n ligsterkteklas toegeken. Spektraaltipes is O, B, A, F, G, K en M en ligsterkteklasse I, II, III, IV en V, in ’n volgorde van afnemende ligsterkte. Sterre van klas V behoort tot die hoofreeks.[11]

Stervorming

wysig

Wanneer ’n protoster gevorm word uit die inploffing van ’n reusewolk van gas en stof, is die aanvanklike samestelling eenvormig – so ’n ster bestaan uit 70% waterstof, 28% helium en spore van ander elemente.[12] Die aanvanklike massa van die sterre word bepaal deur die spesifieke toestande in die wolk.[13] In die aanvanklike inploffing wek hierdie voor-hoofreeksster energie op deur swaartekrag-inkrimping. Wanneer ’n sekere digtheid bereik word, begin energie-opwekking in die kern deur middel van eksotermiese kernfusie waardeur waterstof in helium omgeskakel word.[11]

Terwyl kernfusie die belangrikste manier van energie-opwekking is, lê die ster op die kurwe van hoofreekssterre. Van dié punt af neem die ster se helderheid en oppervlaktemperatuur toe namate hy ouer word.[14]

’n Ster bly in sy aanvanklike posisie op die hoofreeks totdat ’n aansienlike hoeveelheid waterstof in die kern gebruik is, en verander dan in ’n helderder ster. (Op die HR-diagram beweeg die ster dan na bo en regs van die hoofreeks.) Die sterre op die hoofreeks is dus dié wat in die primêre waterstofverbrandende stadium van hul leeftyd is.[11]

Dwerg-terminologie

wysig

Hoofreekssterre word dikwels "dwergsterre" genoem, maar dié term is deels histories en kan verwarrend wees. Die koeler dwerge soos rooi-, oranje- en geeldwerge is wel heelwat kleiner en dowwer as ander sterre van dieselfde kleur, maar by warmer blou en wit sterre is die verskil tussen die dwerge en die ander sterre wat nie op die hoofreeks is nie heelwat kleiner. By die heel warmste sterre is die verskille in grootte nie waarneembaar nie; dan word na die spektraallyne gekyk om te bepaal of ’n ster ’n "dwerg" of "reus" is. Tog word sulke warm hoofreekssterre steeds soms "dwerge" genoem.[15]

Die gebruik van die term is ook om ’n ander rede verwarrend: alle dwerge is nie hoofreekssterre nie. Witdwerge is byvoorbeeld baie kleiner as hoofreekssterre, rofweg so groot soos die Aarde. Dit is die laaste evolusiestadium van baie hoofreekssterre.[16]

Parameters

wysig

Die massa, radius en ligsterkte van ’n ster hang nou saam. Deur ’n ster te beskou as ’n geïdealiseerde energiestraler bekend as ’n swartstraler, kan die verhouding tussen die ligsterkte L en radius R en die effektiewe temperatuur   bepaal word deur die Stefan–Boltzmann-wet:

L = 4πσR2Teff4

waar σ die Stefan–Boltzmann-konstante is. Aangesien die posisie van ’n ster op die HR-diagram sy benaderde ligsterkte aandui, kan hierdie verhouding gebruik word om sy radius te bepaal.[17]

Nog twee verhoudings kan gebruik word om ’n ster se waardes te bepaal: dié tussen M en L en tussen M en R, wat feitlik lineêr is.

Voorbeelde

wysig

Die tabel hier onder wys die tipiese waardes van sterre op die hoofreeks. Die eenhede L☉, R☉ en M☉ wat gebruik word vir die ligsterkte, radius en massa is die waardes van die Son, ’n dwergster met ’n klassifikasie van G2 V. Die werklike waardes vir ’n ster kan verskil met tot 20–30% van die waardes wat hier aangegee word.

Tabel van hoofreeksster-parameters[18]
Ster-
klas 		Radius Massa Ligsterkte Temperatuur Voorbeelde[19]
R☉ M☉ L☉ Kelvin
O5 18 40 500 000 38 000 Zeta Puppis
B0 7,4 18 20 000 30 000 Phi1 Orionis
B5 3,8 6,5 800 16 400 Pi Andromedae A
A0 2,5 3,2 80 10 800 Alpha Coronae Borealis A
A5 1,7 2,1 20 8 620 Beta Pictoris
F0 1,4 1,7 6 7 240 Gamma Virginis
F5 1,2 1,29 2,5 6 540 Eta Arietis
G0 1,05 1,10 1,26 6 000 Beta Comae Berenices
G2 1,00 1,00 1,00 5 920 Son
G5 0,93 0,93 0,79 5 610 Alpha Mensae
K0 0,85 0,78 0,40 5 150 70 Ophiuchi A
K5 0,74 0,69 0,16 4 640 61 Cygni A[20]
M0 0,63 0,47 0,063 3 920 Gliese 185[21]
M5 0,32 0,21 0,0079 3 120 EZ Aquarii A
M8 0,13 0,10 0,0008 — Van Biesbroeck se Ster[22]

Verwysings

wysig
  1. ↑ Harding E. Smith (21 April 1999). "The Hertzsprung-Russell Diagram". Gene Smith's Astronomy Tutorial (in Engels). Center for Astrophysics & Space Sciences, University of California, San Diego. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 17 Junie 2010. Besoek op 29 Oktober 2009.
  2. ↑ Richard Powell (2006). "The Hertzsprung Russell Diagram". An Atlas of the Universe (in Engels). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 12 Mei 2020. Besoek op 29 Oktober 2009.
  3. ↑ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (1997). "A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects". Reviews of Modern Physics. 69 (2): 337–372. arXiv:astro-ph/9701131. Bibcode:1997RvMP...69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. {{cite journal}}: Onbekende parameter |month= geïgnoreer (hulp)AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  4. ↑ Gilmore, Gerry (2004). "The Short Spectacular Life of a Superstar". Science. 304 (5697): 1915–1916. doi:10.1126/science.1100370. PMID 15218132. Besoek op 1 Mei 2007.
  5. ↑ Longair, Malcolm S. (2006). The Cosmic Century: A History of Astrophysics and Cosmology. Cambridge University Press. pp. 25–26. ISBN 0-521-47436-1.
  6. ↑ 6,0 6,1 Brown, Laurie M.; Pais, Abraham; Pippard, A. B., reds. (1995). Twentieth Century Physics. Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics. p. 1696. ISBN 0-7503-0310-7. OCLC 33102501.
  7. ↑ "The Brightest Stars Don't Live Alone". ESO Press Release (in Engels). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 28 Desember 2019. Besoek op 27 Julie 2012.
  8. ↑ 8,0 8,1 Russell, H. N. (1913). ""Giant" and "dwarf" stars". The Observatory. 36: 324–329. Bibcode:1913Obs....36..324R.
  9. ↑ Strömgren, Bengt (1933). "On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram". Zeitschrift für Astrophysik. 7: 222–248. Bibcode:1933ZA......7..222S.
  10. ↑ Morgan, W. W.; Keenan, P.C.; Kellman, E. (1943). An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification. Chicago, Illinois: The University of Chicago press. Besoek op 12 Augustus 2008.
  11. ↑ 11,0 11,1 11,2 Unsöld, Albrecht (1969). The New Cosmos. Springer-Verlag New York Inc. p. 268. ISBN 0-387-90886-2.
  12. ↑ Gloeckler, George; Geiss, Johannes (2004). "Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions". Advances in Space Research. 34 (1): 53–60. Bibcode:2004AdSpR..34...53G. doi:10.1016/j.asr.2003.02.054.
  13. ↑ Kroupa, Pavel (4 Januarie 2002). "The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems". Science. 295 (5552): 82–91. arXiv:astro-ph/0201098. Bibcode:2002Sci...295...82K. doi:10.1126/science.1067524. PMID 11778039. Besoek op 8 Desember 2008.
  14. ↑ Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. ISBN 0-226-10953-4.
  15. ↑ Moore, Patrick (2006). The Amateur Astronomer. Springer. ISBN 1-85233-878-4.
  16. ↑ "White Dwarf". COSMOS—The SAO Encyclopedia of Astronomy (in Engels). Swinburne University. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 26 September 2017. Besoek op 4 Desember 2007.
  17. ↑ "Origin of the Hertzsprung-Russell Diagram" (in Engels). University of Nebraska. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 12 Mei 2020. Besoek op 6 Desember 2007.
  18. ↑ Zombeck, Martin V. (1990). Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (2nd uitg.). Cambridge University Press. ISBN 0-521-34787-4. Besoek op 6 Desember 2007.
  19. ↑ "SIMBAD Astronomical Database" (in Engels). Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 17 Mei 2020. Besoek op 21 November 2008.
  20. ↑ Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike (2005). "Stars within 15 Parsecs: Abundances for a Northern Sample". The Astronomical Journal. 129 (2): 1063–1083. Bibcode:2005AJ....129.1063L. doi:10.1086/427250.{{cite journal}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  21. ↑ "LTT 2151 – High proper-motion Star" (in Engels). Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 27 Maart 2019. Besoek op 12 Augustus 2008.
  22. ↑ Staff (1 Januarie 2008). "List of the Nearest Hundred Nearest Star Systems" (in Engels). Research Consortium on Nearby Stars. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 29 Maart 2013. Besoek op 12 Augustus 2008.

Eksterne skakels

wysig
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Hoofreeks&oldid=2458240"