Главни низ

С Википедије, слободне енциклопедије
Херцшпрунг-Раселов дијаграм

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.

Историја[уреди | уреди извор]

Вруће и бриљантне звезде О-типа главне секвенце у регионима у којима се формирају звезде. Све су то области формирања звезда које садрже много врућих младих звезда укључујући неколико светлих звезда спектралног типа О.[1]

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 Harvard Annals 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. Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me - „Ох, буди добра девојка/момак, пољуби ме“.) Класа осветљености се кретала од I до V, редоследом опадања осветљености. Звезде класе сјаја V 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]

Формирање и еволуција[уреди | уреди извор]

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]

Види још[уреди | уреди извор]

References[уреди | уреди извор]

  1. ^ „The Brightest Stars Don't Live Alone”. ESO Press Release. Приступљено 27. 7. 2012. 
  2. ^ Longair, Malcolm S. (2006). The Cosmic Century: A History of Astrophysics and CosmologyНеопходна слободна регистрација. Cambridge University Press. стр. 25–26. ISBN 978-0-521-47436-8. 
  3. ^ а б Brown, Laurie M.; Pais, Abraham; Pippard, A. B., ур. (1995). Twentieth Century Physics. Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics. стр. 1696. ISBN 978-0-7503-0310-1. OCLC 33102501. 
  4. ^ а б 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 StarsНеопходна слободна регистрација. Springer. стр. 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. Приступљено 2008-08-12. 
  8. ^ а б Unsöld, Albrecht (1969). The New Cosmos. Springer-Verlag New York Inc. стр. 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:1706.10279Слободан приступ. doi:10.1038/s41550-018-0430-3. 
  10. ^ Howell, Elizabeth (2. 4. 2018). „Rare Cosmic Alignment Reveals Most Distant Star Ever Seen”. Space.com. Приступљено 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/0201098Слободан приступ. doi:10.1126/science.1067524. Приступљено 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. Приступљено 2007-02-04. 
  14. ^ „Zero Age Main Sequence”. The SAO Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University. Приступљено 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, стр. 39, ISBN 978-0387941387 

Литература[уреди | уреди извор]

Спољашње везе[уреди | уреди извор]