Remove ads
Главни низ представља низ звезда који прелази као дијагонала (од левог горњег дела ка десном доњем делу) преко Херцшпрунг—Раселовог дијаграма. На главном низу се налазе звезде које су у централној фази своје еволуције, односно фаза у којој се одиграва фузија водоника у хелијум у језгру звезде. На главном низу се налази велика већина до сада уочених звезда, као и Сунце.
Најпре из облака међузвезданог гаса настане гравитационим сажимањем протозвезда, а када се протозвезда довољно сажме и у њеном језгру се почну одвијати термонуклеарне реакције, звезда започиње свој живот и пење се на главни низ. Када потроши своје нуклеарно гориво (водоник) звезда силази са главног низа и зависно од своје масе постаје бели патуљак, пулсар или црна рупа и заузима своје ново место на Херцшпрунг—Раселовом дијаграму.
Remove ads
Почетком 20. века информације о врстама и удаљеностима звезда постале су лакше доступне. Показало се да спектри звезда имају карактеристична својства, што је омогућило њихову категоризацију. Ани Џамп Канон и Едвард K. Пикеринг са опсерваторије Харвард колеџа развили су метод категоризације који је постао познат као Харвардска класификациона шема, објављен у 1901. године.[2]
У Потсдаму 1906, дански астроном Ејнар Херцспрунг је приметио да се најцрвеније звезде — класификоване као К и М у Харвардској шеми — могу поделити у две различите групе. Ове звезде су или много светлије од Сунца, или много слабије. Да би разликовао ове групе, назвао их је „џиновским” и „патуљастим” звездама. Следеће године је почео да проучава звездана јата; велике групе звезда које се налазе на приближно истој удаљености. Он је објавио прве дијаграме боја у односу на сјај ових звезда. Ови заплети су показивали истакнут и непрекидан низ звезда, који је назвао Главни низ.[3]
На Универзитету Принстон, Хенри Норис Расел је пратио сличан ток истраживања. Он је проучавао однос између спектралне класификације звезда и њиховог стварног сјаја исправљеног за растојање – њихову апсолутну магнитуду. У ту сврху користио је скуп звезда које су имале поуздане паралаксе и од којих су многе биле категорисане на Харварду. Када је представио на дијаграму спектралне типове ових звезда у односу на њихову апсолутну магнитуду, открио је да звезде патуљци прате јасан однос. Ово је омогућило да се прави сјај патуљасте звезде предвиди са разумном тачношћу.[4]
Од црвених звезда које је посматрао Херцспрунг, патуљасте звезде су такође пратиле однос спектра и луминозности који је открио Расел. Међутим, џиновске звезде су много сјајније од патуљака и стога не прате исти однос. Расел је предложио да „звезде гиганти морају имати ниску густину или велику површинску светлост, а обрнуто важи за патуљасте звезде“. Иста крива је такође показала да је било врло мало бледих белих звезда.[4]
Бенгт Стремгрен је 1933. године увео термин Херцшпрунг—Раселов дијаграм за означавање дијаграма класа спектралне светлости.[5] Ово име је одражавало паралелни развој ове технике од стране Херцшпрунга и Расела раније у веку.[3]
Како су еволуциони модели звезда развијени током 1930-их, показало се да за звезде уједначеног хемијског састава постоји веза између масе звезде и њеног сјаја и радијуса. То јест, за дату масу и састав постоји јединствено решење за одређивање полупречника и сјаја звезде. Ово је постало познато као Вогт-Раселова теорема; названа по Хајнриху Вогту и Хенрију Норису Раселу. Према овој теореми, када су познати хемијски састав звезде и њен положај на главном низу, познати су и маса и полупречник звезде. (Међутим, накнадно је откривено да теорема донекле не важи за звезде неуједначеног састава.)[6]
Рафинирану шему за класификацију звезда објавили су 1943. Вилијам Вилсон Морган и Филип Чајлдс Кинан.[7] МК класификација је свакој звезди доделила спектрални тип — на основу Харвардске класификације — и класу сјаја. Харвардска класификација је развијена тако што је свакој звезди додељено различито слово на основу јачине спектралне линије водоника, пре него што је био познат однос између спектра и температуре. Када су поређане по температури и када су дупликати класа уклоњени, следили су спектрални типови звезда, по опадајућој температури са бојама у распону од плаве до црвене, низ О, Б, А, Ф, Г, К и М. (Популарни мнемоник за памћење ове секвенце звезданих класа је енгл. - „Ох, буди добра девојка/момак, пољуби ме“.) Класа осветљености се кретала од до , редоследом опадања осветљености. Звезде класе сјаја припадале су главном низу.[8]
У априлу 2018. године, астрономи су пријавили откривање најудаљеније „обичне“ (тј. главне секвенце) звезде, назване Икар (формално, МАЦС Ј1149 објективска звезда 1), на удљености од 9 милијарди светлосних година од Земље.[9][10]
Remove ads
Када се протозвезда формира од колапса гигантског молекуларног облака гаса и прашине у локалном међузвезданом медијуму, почетни састав је хомоген у целости, састоји се од око 70% водоника, 28% хелијума и количина других елемената у траговима по маси.[11] Почетна маса звезде зависи од локалних услова унутар облака. (Дистрибуција масе новоформираних звезда је емпиријски описана почетном функцијом масе.)[12] Током почетног колапса, ова звезда пре главне секвенце генерише енергију гравитационом контракцијом. Када постану довољно густе, звезде почињу да претварају водоник у хелијум и дају енергију кроз егзотермни процес нуклеарне фузије.[8]
Када нуклеарна фузија водоника постане доминантан процес производње енергије и вишак енергије добијен гравитационим сажимањем је изгубљен,[13] звезда лежи дуж криве на Херцпрунг-Раселовом дијаграму (или ХР дијаграму) који се зове стандардни главни низ. Астрономи понекад ову фазу називају „главном секвенцом нулте старости” или ZAMS.[14][15]
Remove ads
Wikiwand in your browser!
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
Remove ads