Hoofreeks

Sulke sterre is bekend as hoofreeks- of dwergsterre.

Nadat ’n ster ontstaan het, wek dit energie op in die warm, digte kernstreek deur middel van die kernfusie van waterstofatome in helium. Tydens dié deel van ’n ster se leeftyd bevind hy hom op die hoofreeks in ’n posisie wat hoofsaaklik deur sy massa bepaal word, maar ook deur sy chemiese samestelling en ander faktore. Alle hoofreekssterre is in hidrostatiese ewewig, waar die buitewaartse druk van die warm kern gebalanseer word deur die binnewaartse swaartekragdruk van die ster. Energie wat in die kern opgewek word, beweeg na die oppervlak van die ster en word uitgestraal.

Hoe groter ’n ster is, hoe korter is sy lewensduur op die hoofreeks gewoonlik. Nadat al die waterstof in die kern opgebruik is, beweeg die ster na buite die hoofreeks op die HR-diagram. Daarna hang die gedrag van die ster af van sy massa: sterre van kleiner as 0,23 sonmassas word direk witdwerge, terwyl sterre van tot 10 sonmassas deur ’n rooireusstadium gaan. Nog groter sterre kan ontplof as ’n supernova of direk in ’n swartkolk inplof.

Ons son is 'n geeldwerg en 'n hoofreeksster van medium grootte. Witdwerge en rooireuse val buite die hoofreeks.

In die eerste deel van die 20ste eeu het inligting oor die verskillende tipes sterre en hul afstande meer geredelik beskikbaar geraak. Dit het duidelik geword dat die spektrums van sterre kenmerkende eieskappe het en dat sterre dus gekategoriseer kan word. Annie Jump Cannon en Edward C. Pickering by die Harvard-kollege-sterrewag het ’n metode van klassifikasie ontwikkel bekend as die Harvard-klassifikasiestelsel, en dit in 1901 gepubliseer.

Die Deense sterrekundige Ejnar Hertzsprung het in 1906 in Potsdam opgemerk dat die rooiste sterre – wat in die Harvard-stelsel as K en M geklassifiseer is – in twee groepe verdeel kan word: sterre baie helderder en baie dowwer as die Son. Om die twee groepe te onderskei, het hy hulle "reuse" en "dwerge" genoem. Die volgende jaar het hy sterreswerms begin bestudeer – groot groepe sterre wat omtrent ewe ver van die Aarde af is. Hy het die eerste grafieke gepubliseer van hierdie sterre wat die verband tussen kleur en helderheid aandui. Hierdie grafieke het ’n prominente en aaneenlopende stroom sterre getoon wat hy die Hoofreeks genoem het.

 

By die Universiteit van Princeton het Henry Norris Russell dieselfde soort navorsing gedoen. Hy het die verhouding bestudeer tussen die spektraalklassifikasie van sterre en hul werklike helderheid soos aangepas by hul afstand – hul absolute magnitude. Vir dié doel het hy sterre gebruik met betroubare parallakse waarvan baie by Harvard gekategoriseer is. Toe hy grafieke van hierdie sterre opstel met hul spektraaltipe teenoor hul absolute magnitude, het hy gevind dwergsterre het ’n spesifieke verhouding. Daardeur kon die werklike helderheid van ’n dwergster met redelike akkuraatheid bereken word. Wat die rooi sterre betref wat Hertzsprung bestudeer het, was daar dieselfde verhouding onder die dwergsterre as wat deur Russell waargeneem is. Die reusesterre is egter baie helderder as die dwerge en het dus nie dieselfde verhouding nie. Russell het voorgestel dat die "reusesterre ’n lae digtheid of groot oppervlakhelderheid moet hê".

In 1933 het Bengt Strömgren die term Hertzsprung-Russell-diagram voorgestel vir ’n helderheid-spektraaltipe-grafiek. Dit weerspieël die parallelle ontwikkeling van die tegniek deur die twee mans.

Namate evolusiemodelle van sterre in die 1930's ontwikkel is, het dit duidelik geword dat daar vir sterre met ’n eenvormige chemiese samestelling, ’n verhouding is tussen die ster se massa en sy helderheid en radius. As die massa en samestelling dus bekend was, kon die radius en helderheid vasgestel word. Dit het bekend geword as die Vogt-Russell-stelling, genoem na Heinrich Vogt en Henry Norris Russell.

In 1943 is ’n verfynde skema vir sterreklassifikasie gepubliseer deur W.W. Morgan en P.C. Keenan. Die MK-klassifikasiestelsel het aan elke ster ’n spektraaltipe – gebaseer op die Harvard-klassifikasie – en ’n ligsterkteklas toegeken. Spektraaltipes is O, B, A, F, G, K en M en ligsterkteklasse I, II, III, IV en V, in ’n volgorde van afnemende ligsterkte. Sterre van klas V behoort tot die hoofreeks.

Wanneer ’n protoster gevorm word uit die inploffing van ’n reusewolk van gas en stof, is die aanvanklike samestelling eenvormig – so ’n ster bestaan uit 70% waterstof, 28% helium en spore van ander elemente. Die aanvanklike massa van die sterre word bepaal deur die spesifieke toestande in die wolk. In die aanvanklike inploffing wek hierdie voor-hoofreeksster energie op deur swaartekrag-inkrimping. Wanneer ’n sekere digtheid bereik word, begin energie-opwekking in die kern deur middel van eksotermiese kernfusie waardeur waterstof in helium omgeskakel word.

Terwyl kernfusie die belangrikste manier van energie-opwekking is, lê die ster op die kurwe van hoofreekssterre. Van dié punt af neem die ster se helderheid en oppervlaktemperatuur toe namate hy ouer word.

’n Ster bly in sy aanvanklike posisie op die hoofreeks totdat ’n aansienlike hoeveelheid waterstof in die kern gebruik is, en verander dan in ’n helderder ster. (Op die HR-diagram beweeg die ster dan na bo en regs van die hoofreeks.) Die sterre op die hoofreeks is dus dié wat in die primêre waterstofverbrandende stadium van hul leeftyd is.

Hoofreekssterre word dikwels "dwergsterre" genoem, maar dié term is deels histories en kan verwarrend wees. Die koeler dwerge soos rooi-, oranje- en geeldwerge is wel heelwat kleiner en dowwer as ander sterre van dieselfde kleur, maar by warmer blou en wit sterre is die verskil tussen die dwerge en die ander sterre wat nie op die hoofreeks is nie heelwat kleiner. By die heel warmste sterre is die verskille in grootte nie waarneembaar nie; dan word na die spektraallyne gekyk om te bepaal of ’n ster ’n "dwerg" of "reus" is. Tog word sulke warm hoofreekssterre steeds soms "dwerge" genoem.

Die gebruik van die term is ook om ’n ander rede verwarrend: alle dwerge is nie hoofreekssterre nie. Witdwerge is byvoorbeeld baie kleiner as hoofreekssterre, rofweg so groot soos die Aarde. Dit is die laaste evolusiestadium van baie hoofreekssterre.

Die massa, radius en ligsterkte van ’n ster hang nou saam. Deur ’n ster te beskou as ’n geïdealiseerde energiestraler bekend as ’n swartstraler, kan die verhouding tussen die ligsterkte L en radius R en die effektiewe temperatuur ${\displaystyle T_{\rm {eff}}}$  bepaal word deur die Stefan–Boltzmann-wet:

L = 4πσR²T_eff⁴

waar σ die Stefan–Boltzmann-konstante is. Aangesien die posisie van ’n ster op die HR-diagram sy benaderde ligsterkte aandui, kan hierdie verhouding gebruik word om sy radius te bepaal.

Nog twee verhoudings kan gebruik word om ’n ster se waardes te bepaal: dié tussen M en L en tussen M en R, wat feitlik lineêr is.

Voorbeelde

Die tabel hier onder wys die tipiese waardes van sterre op die hoofreeks. Die eenhede L_☉, R_☉ en M_☉ wat gebruik word vir die ligsterkte, radius en massa is die waardes van die Son, ’n dwergster met ’n klassifikasie van G2 V. Die werklike waardes vir ’n ster kan verskil met tot 20–30% van die waardes wat hier aangegee word.

Tabel van hoofreeksster-parameters

Ster- klas	Radius	Massa	Ligsterkte	Temperatuur	Voorbeelde
	R☉	M☉	L☉	Kelvin
O5	18	40	500 000	38 000	Zeta Puppis
B0	7,4	18	20 000	30 000	Phi1 Orionis
B5	3,8	6,5	800	16 400	Pi Andromedae A
A0	2,5	3,2	80	10 800	Alpha Coronae Borealis A
A5	1,7	2,1	20	8 620	Beta Pictoris
F0	1,4	1,7	6	7 240	Gamma Virginis
F5	1,2	1,29	2,5	6 540	Eta Arietis
G0	1,05	1,10	1,26	6 000	Beta Comae Berenices
G2	1,00	1,00	1,00	5 920	Son
G5	0,93	0,93	0,79	5 610	Alpha Mensae
K0	0,85	0,78	0,40	5 150	70 Ophiuchi A
K5	0,74	0,69	0,16	4 640	61 Cygni A
M0	0,63	0,47	0,063	3 920	Gliese 185
M5	0,32	0,21	0,0079	3 120	EZ Aquarii A
M8	0,13	0,10	0,0008	—	Van Biesbroeck se Ster

•   Wikiwoordeboek het 'n inskrywing vir hoofreeks.