הסדרה הראשית – הבדלי גרסאות
תוכן שנמחק תוכן שנוסף
מאין תקציר עריכה |
|||
שורה 1:
[[קובץ:H-R diagram.svg|ממוזער|250px|[[דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל]] המציגה את ה[[בהירות מוחלטת|בהירות המוחלטת]] של כוכב מול [[מפתח הצבעים]] שלו (מיוצג כ-B-V). הסדרה הראשית נראית כרצועה האלכסונית הבולטת המופיעה מהחלק העליון השמאלי לתחתון הימני.]]
ה'''סדרה הראשית''' הוא מונח ב[[אסטרונומיה]], המתאר את רצף ה[[כוכב
לאחר תהליך היווצרותו של כוכב, הוא מייצר [[אנרגיה]] בליבתו החמה והדחוסה באמצעות [[היתוך גרעיני]] של [[אטום|אטומי]] [[מימן]] ל[[הליום]]. במהלך שלב זה של [[מחזור חייו של כוכב|חייו]] הוא נמצא על הסדרה הראשית, במיקום הנקבע בעיקר על ידי ה[[מסה]] שלו, אך גם על סמך הרכבו הכימי וגורמים נוספים. בהכללה, ככל שהכוכב מסיבי יותר, כך קצרה יותר תוחלת החיים שלו על הסדרה הראשית. כאשר נגמר מלאי המימן בליבה, עובר הכוכב לשלב הבא בחייו, ומתרחק מהסדרה הראשית.
שורה 46:
בעוד ההליום הבלתי-מותך מצטבר בליבה, ההפחתה בכמות המימן ליחידת מסה גורמת לירידה הדרגתית בקצב ההיתוך של אותה מסה. על מנת לפצות על כך, טמפרטורת ולחץ הליבה עולים באטיות, מה שגורם לעליה בקצב ההיתוך הכללי (כדי לתמוך בצפיפות הגדולה יותר של הכוכב הפנימי). דבר זה יוצר עליה יציבה בבהירות וברדיוס הכוכב לאורך זמן. כך, למשל, בהירות השמש הקדומה הייתה כ-70% בלבד מערכה הנוכחי. עליית הבהירות של כוכב משנה את מיקומו על דיאגרמת HR, עובדה המביאה להרחבת עקומת הסדרה הראשית היות שכוכבים נצפים בשלבים אקראיים במהלך החיים שלהם.
כוכבי הסדרה הראשית לא ממוקמים על עקומה צרה בדיאגרמת HR. זאת, בעיקר בשל אי-הוודאות התצפיתית, המשפיעה בעיקר על מרחק הכוכב המדובר, אך גם בשל [[כוכב זוגי|כוכבים בינאריים]] שטרם התגלו. למרות זאת, אף תצפיות מושלמות תובלנה לסדרה ראשית מעורפלת, מאחר שהמסה אינה הפרמטר היחידי של הכוכב. בנוסף לשינויים ב[[מתכתיות|הרכב הכימי]] - הן בשל המשאבים הראשוניים, והן בשל [[מחזור חייו של כוכב|מצב התפתחותו]] הנוכחי של הכוכב - נוכחות של [[כוכב זוגי|מלווה קרוב]], [[סיבוב עצמי של כוכב|סיבוב מהיר]], [[שדה מגנטי של כוכב|שדה מגנטי]], ועוד גורמים רבים אחרים, יכולים אף הם להזיז מעט כוכב על הסדרה הראשית. למשל, קיימים כוכבים העניים ביסודות בעלי [[מספר אטומי]] גבוה משל הליום, המכונים כוכבים [[מתכתיות|דלי מתכת]], הנמצאים בדיוק מתחת לסדרה הראשית. כוכבים אלה, המכונים גם [[תת-ננס
אזור כמעט אנכי בדיאגרמת HR, המכונה [[רצועת אי היציבות]], מאוכלס על ידי [[כוכב משתנה|כוכבים משתנים]] פועמים. לכוכבים אלה בהירות המשתנה במרווחים קבועים, המקנה להם מראה פועם. הרצועה מצטלבת עם החלק העליון של הסדרה הראשית, באזור של כוכבים מטיפוס A ו-F, הנעים בין מסת שמש אחת לשתיים. עם זאת, כוכבי סדרה ראשית באזור זה חווים שינויים קטנים בלבד בבהירותם, הקשים להבחנה.
| |||