Википедија

Glavni niz

стабилни период живота звезде

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.

Hercšprung-Raselov dijagram

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

 
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

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

References uredi

  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 Cosmology . 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 Stars . 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  . 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  . 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

Spoljašnje veze uredi

 
Glavni niz na Vikimedijinoj ostavi.
Preuzeto iz „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Главни_низ&oldid=27552953”