Pređi na sadržaj

Glavni niz

S Vikipedije, slobodne enciklopedije
Hercšprung-Raselov dijagram

Glavni niz predstavlja niz zvezda koji prelazi kao dijagonala (od levog gornjeg dela ka desnom donjem delu) preko Hercšprung—Raselovog dijagrama. Na glavnom nizu se nalaze zvezde koje su u centralnoj fazi svoje evolucije, odnosno faza u kojoj se odigrava fuzija vodonika u helijum u jezgru zvezde. Na glavnom nizu se nalazi velika većina do sada uočenih zvezda, kao i Sunce.

Najpre iz oblaka međuzvezdanog gasa nastane gravitacionim sažimanjem protozvezda, a kada se protozvezda dovoljno sažme i u njenom jezgru se počnu odvijati termonuklearne reakcije, zvezda započinje svoj život i penje se na glavni niz. Kada potroši svoje nuklearno gorivo (vodonik) zvezda silazi sa glavnog niza i zavisno od svoje mase postaje beli patuljak, pulsar ili crna rupa i zauzima svoje novo mesto na Hercšprung—Raselovom dijagramu.

Istorija

[uredi | uredi izvor]
Vruće i briljantne zvezde O-tipa glavne sekvence u regionima u kojima se formiraju zvezde. Sve su to oblasti formiranja zvezda koje sadrže mnogo vrućih mladih zvezda uključujući nekoliko svetlih zvezda spektralnog tipa O.[1]

Početkom 20. veka informacije o vrstama i udaljenostima zvezda postale su lakše dostupne. Pokazalo se da spektri zvezda imaju karakteristična svojstva, što je omogućilo njihovu kategorizaciju. Ani Džamp Kanon i Edvard K. Pikering sa opservatorije Harvard koledža razvili su metod kategorizacije koji je postao poznat kao Harvardska klasifikaciona šema, objavljen u Harvard Annals 1901. godine.[2]

U Potsdamu 1906, danski astronom Ejnar Hercsprung je primetio da se najcrvenije zvezde — klasifikovane kao K i M u Harvardskoj šemi — mogu podeliti u dve različite grupe. Ove zvezde su ili mnogo svetlije od Sunca, ili mnogo slabije. Da bi razlikovao ove grupe, nazvao ih je „džinovskim” i „patuljastim” zvezdama. Sledeće godine je počeo da proučava zvezdana jata; velike grupe zvezda koje se nalaze na približno istoj udaljenosti. On je objavio prve dijagrame boja u odnosu na sjaj ovih zvezda. Ovi zapleti su pokazivali istaknut i neprekidan niz zvezda, koji je nazvao Glavni niz.[3]

Na Univerzitetu Prinston, Henri Noris Rasel je pratio sličan tok istraživanja. On je proučavao odnos između spektralne klasifikacije zvezda i njihovog stvarnog sjaja ispravljenog za rastojanje – njihovu apsolutnu magnitudu. U tu svrhu koristio je skup zvezda koje su imale pouzdane paralakse i od kojih su mnoge bile kategorisane na Harvardu. Kada je predstavio na dijagramu spektralne tipove ovih zvezda u odnosu na njihovu apsolutnu magnitudu, otkrio je da zvezde patuljci prate jasan odnos. Ovo je omogućilo da se pravi sjaj patuljaste zvezde predvidi sa razumnom tačnošću.[4]

Od crvenih zvezda koje je posmatrao Hercsprung, patuljaste zvezde su takođe pratile odnos spektra i luminoznosti koji je otkrio Rasel. Međutim, džinovske zvezde su mnogo sjajnije od patuljaka i stoga ne prate isti odnos. Rasel je predložio da „zvezde giganti moraju imati nisku gustinu ili veliku površinsku svetlost, a obrnuto važi za patuljaste zvezde“. Ista kriva je takođe pokazala da je bilo vrlo malo bledih belih zvezda.[4]

Bengt Stremgren je 1933. godine uveo termin Hercšprung—Raselov dijagram za označavanje dijagrama klasa spektralne svetlosti.[5] Ovo ime je odražavalo paralelni razvoj ove tehnike od strane Hercšprunga i Rasela ranije u veku.[3]

Kako su evolucioni modeli zvezda razvijeni tokom 1930-ih, pokazalo se da za zvezde ujednačenog hemijskog sastava postoji veza između mase zvezde i njenog sjaja i radijusa. To jest, za datu masu i sastav postoji jedinstveno rešenje za određivanje poluprečnika i sjaja zvezde. Ovo je postalo poznato kao Vogt-Raselova teorema; nazvana po Hajnrihu Vogtu i Henriju Norisu Raselu. Prema ovoj teoremi, kada su poznati hemijski sastav zvezde i njen položaj na glavnom nizu, poznati su i masa i poluprečnik zvezde. (Međutim, naknadno je otkriveno da teorema donekle ne važi za zvezde neujednačenog sastava.)[6]

Rafiniranu šemu za klasifikaciju zvezda objavili su 1943. Vilijam Vilson Morgan i Filip Čajlds Kinan.[7] MK klasifikacija je svakoj zvezdi dodelila spektralni tip — na osnovu Harvardske klasifikacije — i klasu sjaja. Harvardska klasifikacija je razvijena tako što je svakoj zvezdi dodeljeno različito slovo na osnovu jačine spektralne linije vodonika, pre nego što je bio poznat odnos između spektra i temperature. Kada su poređane po temperaturi i kada su duplikati klasa uklonjeni, sledili su spektralni tipovi zvezda, po opadajućoj temperaturi sa bojama u rasponu od plave do crvene, niz O, B, A, F, G, K i M. (Popularni mnemonik za pamćenje ove sekvence zvezdanih klasa je engl. Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me - „Oh, budi dobra devojka/momak, poljubi me“.) Klasa osvetljenosti se kretala od I do V, redosledom opadanja osvetljenosti. Zvezde klase sjaja V pripadale su glavnom nizu.[8]

U aprilu 2018. godine, astronomi su prijavili otkrivanje najudaljenije „obične“ (tj. glavne sekvence) zvezde, nazvane Ikar (formalno, MACS J1149 objektivska zvezda 1), na udljenosti od 9 milijardi svetlosnih godina od Zemlje.[9][10]

Formiranje i evolucija

[uredi | uredi izvor]

Kada se protozvezda formira od kolapsa gigantskog molekularnog oblaka gasa i prašine u lokalnom međuzvezdanom medijumu, početni sastav je homogen u celosti, sastoji se od oko 70% vodonika, 28% helijuma i količina drugih elemenata u tragovima po masi.[11] Početna masa zvezde zavisi od lokalnih uslova unutar oblaka. (Distribucija mase novoformiranih zvezda je empirijski opisana početnom funkcijom mase.)[12] Tokom početnog kolapsa, ova zvezda pre glavne sekvence generiše energiju gravitacionom kontrakcijom. Kada postanu dovoljno guste, zvezde počinju da pretvaraju vodonik u helijum i daju energiju kroz egzotermni proces nuklearne fuzije.[8]

Kada nuklearna fuzija vodonika postane dominantan proces proizvodnje energije i višak energije dobijen gravitacionim sažimanjem je izgubljen,[13] zvezda leži duž krive na Hercprung-Raselovom dijagramu (ili HR dijagramu) koji se zove standardni glavni niz. Astronomi ponekad ovu fazu nazivaju „glavnom sekvencom nulte starosti” ili ZAMS.[14][15]

Vidi još

[uredi | uredi izvor]

References

[uredi | uredi izvor]
  1. ^ „The Brightest Stars Don't Live Alone”. ESO Press Release. Pristupljeno 27. 7. 2012. 
  2. ^ Longair, Malcolm S. (2006). The Cosmic Century: A History of Astrophysics and CosmologyNeophodna slobodna registracija. Cambridge University Press. str. 25–26. ISBN 978-0-521-47436-8. 
  3. ^ a b Brown, Laurie M.; Pais, Abraham; Pippard, A. B., ur. (1995). Twentieth Century Physics. Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics. str. 1696. ISBN 978-0-7503-0310-1. OCLC 33102501. 
  4. ^ a b Russell, H. N. (1913). „"Giant" and "dwarf" stars”. The Observatory. 36: 324—329. Bibcode:1913Obs....36..324R. 
  5. ^ Strömgren, Bengt (1933). „On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram”. Zeitschrift für Astrophysik. 7: 222—248. Bibcode:1933ZA......7..222S. 
  6. ^ Schatzman, Evry L.; Praderie, Francoise (1993). The StarsNeophodna slobodna registracija. Springer. str. 96–97. ISBN 978-3-540-54196-7. 
  7. ^ 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. Pristupljeno 2008-08-12. 
  8. ^ a b Unsöld, Albrecht (1969). The New Cosmos. Springer-Verlag New York Inc. str. 268. ISBN 978-0-387-90886-1. 
  9. ^ Kelly, Patrick L.; et al. (2. 4. 2018). „Extreme magnification of an individual star at redshift 1.5 by a galaxy-cluster lens”. Nature. 2 (4): 334—342. Bibcode:2018NatAs...2..334K. S2CID 125826925. arXiv:1706.10279 Slobodan pristup. doi:10.1038/s41550-018-0430-3. 
  10. ^ Howell, Elizabeth (2. 4. 2018). „Rare Cosmic Alignment Reveals Most Distant Star Ever Seen”. Space.com. Pristupljeno 2. 4. 2018. 
  11. ^ 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. 
  12. ^ Kroupa, Pavel (2002). „The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems”. Science. 295 (5552): 82—91. Bibcode:2002Sci...295...82K. PMID 11778039. S2CID 14084249. arXiv:astro-ph/0201098 Slobodan pristup. doi:10.1126/science.1067524. Pristupljeno 2007-12-03. 
  13. ^ Schilling, Govert (2001). „New Model Shows Sun Was a Hot Young Star”. Science. 293 (5538): 2188—2189. PMID 11567116. S2CID 33059330. doi:10.1126/science.293.5538.2188. Pristupljeno 2007-02-04. 
  14. ^ „Zero Age Main Sequence”. The SAO Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University. Pristupljeno 2007-12-09. 
  15. ^ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D. (1999), Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Astronomy and Astrophysics Library, Springer Science & Business Media, str. 39, ISBN 978-0387941387 

Literatura

[uredi | uredi izvor]

Spoljašnje veze

[uredi | uredi izvor]
Glavni niz na Vikimedijinoj ostavi.
Preuzeto iz „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Главни_низ&oldid=27924480”