הסדרה הראשית – הבדלי גרסאות

ה'''סדרה הראשית''' הוא מונח ב[[אסטרונומיה]], המתאר את רצף ה[[כוכב|כוכבים]] המופיע ב[[דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל]] (דיאגרמת HR), תרשים המסווג כוכבים לפי [[צבע]] ל[[בהירות מוחלטת]], הנקרא על-שם שני מפתחיו - [[איינר הרצשפרונג]] ו[[הנרי נוריס ראסל]]. כוכבים המופיעים על עקומה זו בתרשים, מכונים '''כוכבי הסדרה הראשית''', או '''כוכבים ננסים'''.

 

 

כאשר נוצר [[אב-כוכב]] מקריסת [[ענן מולקולרי ענק]] של גז ואבק ב[[תווך בין-כוכבי|תווך הבין-כוכבי]] שלו, היצירה הראשונית היא הומוגנית, ומורכבת מכ-70% [[מימן]], 28% [[הליום]] וכמויות קטנות של יסודות אחרים. במהלך הקריסה הראשונית, מייצר [[כוכב קדם סדרה ראשית]] זה אנרגיה באמצעות [[קריסה כבידתית]]. כאשר הוא מגיע ל[[צפיפות החומר|צפיפות]] המתאימה, מתחיל יצור האנרגיה בליבה, באמצעות [[היתוך גרעיני]] ההופך מימן להליום.

{{דיאגרמת HR}}

ברגע שההיתוך הגרעיני של מימן הופך לתהליך הפקת האנרגיה העיקרי, והאנרגיה העודפת המושגת מ[[קריסה כבידתית]] נעלמת, מתמקם הכוכב על עקומה ב[[דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל]], הנקראת הסדרה הראשית הסטנדרטית. אסטרונומים מתייחסים לעתים אל שלב זה כאל "גיל אפס של הסדרה הראשית" (או ZAMS - Zero Age Main Sequence). עקומה זו חושבה באמצעות מודלים ממוחשבים המתארים את מיקומו של כוכב בתרשים ברגע בו הוא מתחיל להתיך מימן, כאשר בהירותו וטמפרטורת פני השטח שלו גוברות מנקודה זו ואילך.

 

 

=== מבנה ===

בשל הפרש הטמפרטורות בין הליבה ופני השטח, או ה[[פוטוספירה]], האנרגיה מועברת כלפי חוץ. שתי הדרכים להעברת האנרגיה הזאת הן [[קרינה]] ו[[הסעה]]. [[אזור קרינה]], בו האנרגיה מועברת באמצעות [[קרינה]], הוא יציב לעומת [[אזור הסעה]], ויש בו מעט מאוד ערבוב של ה[[פלזמה (מצב צבירה)|פלסמה]]. מנגד, ב[[אזור הסעה]] האנרגיה מועברת באמצעות תנועה רחבה של פלסמה, כאשר חומר חם יותר עולה, וחומר קר יותר יורד. הסעה היא דרך יעילה יותר להעברת אנרגיה מאשר קרינה, אך היא יכולה להתרחש רק בתנאים היוצרים הפרש טמפרטורות גדול.

 

 

=== שינוי בהירות-צבע ===

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.

 

 

=== תוחלת חיים ===

משך הזמן אותו מבלה כוכב על הסדרה הראשית נשלט על ידי שני גורמים. כמות האנרגיה הכוללת אותה ניתן לייצר באמצעות היתוך גרעיני של מימן מוגבלת על ידי כמות המימן הזמין היכול להצרך בליבה. לכוכב בשיווי משקל, האנרגיה המיוצרת בליבה חייבת להיות לפחות שווה לאנרגיה הקורנת על פני השטח. מאחר שהבהירות מייצגת את כמות האנרגיה הנפלטת ליחידת זמן, ניתן להעריך בצורה ראשונית את תוחלת החיים הכוללת, כסך האנרגיה המיוצרת חלקי בהירות הכוכב.

 

כאשר <math>\begin{smallmatrix}M\end{smallmatrix}</math> ו-<math>\begin{smallmatrix}L\end{smallmatrix}</math> הם מסת ובהירות הכוכב, בהתאמה, <math>\begin{smallmatrix}M_{\bigodot}\end{smallmatrix}</math> הוא מסת שמש, <math>\begin{smallmatrix}L_{\bigodot}\end{smallmatrix}</math> הוא [[בהירות השמש]] ו-<math>\begin{smallmatrix}\tau_{ms}\end{smallmatrix}</math> הוא תוחלת החיים המשוערת של הכוכב על הסדרה הראשית.

 

 

זוהי תוצאה לא אינטואיטיבית, היות שלכוכבים מסיביים יותר יש יותר דלק לשרוף, לכן היינו מצפים שיהיו בעלי תוחלת חיים ארוכה יותר. במקום זאת, הכוכבים הקלים יותר, בעלי פחות מעשירית מסת שמש, ישארו על הסדרה הראשית יותר מ[[טריליון]] שנים. עם זאת, עבור הכוכבים הכבדים ביותר, יחסי מסה-בהירות אלה מתאימים בצורה גסה לתוחלת החיים המשוערת, האורכת לפחות כמה מיליוני שנים. יצוג מדויק יותר יתן פונקציה שונה למגוון תחומי מסה.

כאשר כוכב הסדרה הראשית מכלה את המימן שבליבתו, האבדן ביצור האנרגיה גורם להתחדשות ה[[קריסה כבידתית|קריסה הכבידתית]]. המימן המקיף את הליבה מגיע לטמפרטורה ול[[לחץ]] מספיקים להיתוך, וכך נוצרת קליפה של מימן בוער מסביב לליבת ההליום. כתוצאה משינוי זה, מתפשטת המעטפת החיצונית של הכוכב, והטמפרטורה בה יורדת, מה שהופך אותו ל[[ענק אדום]]. בנקודה זו הכוכב מתרחק מהסדרה הראשית ונכנס לענף הענקים (הדרך אותה עובר כעת הכוכב על-פני דיאגרמת HR נקראת מסלול התפתחות). ליבת ההליום של הכוכב ממשיכה לקרוס עד שהיא נתמכת לחלוטין על ידי [[לחץ של אלקטרונים מנוונים]] - תופעה [[מכניקת הקוונטים|קוונטית]] המגבילה את הדחיסה המרבית של חומר. עבור כוכבים בעלי יותר מ-0.5 מסות שמש, הליבה יכולה להגיע לטמפרטורה בה היא חמה מספיק על מנת שההליום יבער ויהפוך לפחמן באמצעות [[תהליך אלפא משולש]].

 

 

כאשר [[צביר כוכבים|צביר של כוכבים]] נוצר בערך באותו הזמן, תוחלת החיים של הכוכבים האלה תהיה תלויה במסות האינדיבידואליות שלהם. הכוכבים המסיביים ביותר יעזבו את הסדרה הראשית ראשונים, ואחריהם יתר הכוכבים, בהתאם למסתם. כך, יתפתחו הכוכבים בהתאם למיקומם בסדרה הראשית, מהמסיביים ביותר משמאל, לכיוון צדה הימני של דיאגרמת HR. המיקום בו כוכבים בצביר עוזבים את הסדרה הראשית נקרא נקודת המפנה. כאשר תוחלת החיים על הסדרה הראשית של כוכבים בנקודה זו ידועה, ניתן להעריך את גיל הצביר.