Fősorozat

A Hertzsprung-Russell-diagram egy csillag fényességét (vagy abszolút fényességét) ábrázolja a színindexével (B-V) szemben. A fősorozat egy markáns átlós sávként látható, amely a bal felső sávtól a jobb alsó sávig tart.

A csillagászatban a fősorozat a csillagok folyamatos és jellegzetes sávja, amely a csillagok színének és fényességének függvényében ábrázolt ábrákon jelenik meg. Ezeket a szín-nagyság ábrákat Hertzsprung–Russell-diagramoknak nevezik, társfejlesztőik, Ejnar Hertzsprung és Henry Norris Russell után. Az ezen a sávon található csillagokat fő-sorozatú csillagoknak vagy törpecsillagoknak nevezik. Ezek a világegyetemben a legnagyobb számú valódi csillagok, és ide tartozik a Nap is.

A csillag a kondenzáció és a gyulladás után a sűrű magterületén a hidrogén héliummá történő magfúziója révén termikus energiát termel. A csillag életének ebben a szakaszában a fősorozatban helyezkedik el, egy olyan pozícióban, amelyet elsősorban a tömege határoz meg, de a kémiai összetétele és a kora alapján is. A fősorozatú csillagok magja hidrosztatikus egyensúlyban van, ahol a forró magból kifelé irányuló termikus nyomást ellensúlyozza a felette lévő rétegek gravitációs összeomlásából származó befelé irányuló nyomás. Az energiatermelés sebességének a hőmérséklettől és a nyomástól való erős függése segít fenntartani ezt az egyensúlyt. A magban keletkező energia eljut a felszínre, és a fotoszférában kisugárzik. Az energiát vagy sugárzás vagy konvekció szállítja, az utóbbi a meredekebb hőmérsékleti gradiensű, nagyobb opacitású vagy mindkettővel rendelkező régiókban fordul elő.

A fősorozatot néha felső és alsó részekre osztják, aszerint, hogy a csillag milyen domináns folyamatot használ az energiatermeléshez. A Nap, valamint a Nap tömegének kb. másfélszerese (1,5 M☉) alatti fősorozatú csillagok elsősorban hidrogénatomokat olvasztanak össze egy sorozatos lépésekben héliummá, a proton-proton láncnak nevezett folyamat során. E tömeg felett, a felső fősorozatban a magfúziós folyamat elsősorban szén-, nitrogén- és oxigénatomokat használ fel közvetítőként a CNO-ciklusban, amely hidrogénatomokból héliumot állít elő. A két naptömegnél nagyobb tömegű fősorozatú csillagok magterületén konvekció megy végbe, amely felkavarja az újonnan keletkező héliumot, és fenntartja a fúzióhoz szükséges üzemanyag arányát. E tömeg alatt a csillagok magja teljesen sugárzó, a felszínhez közeli konvektív zónákkal. A csillagtömeg csökkenésével a csillag konvektív burkot alkotó részaránya folyamatosan növekszik. A 0,4 M☉ alatti fősorozatú csillagok teljes tömegükben konvekciót folytatnak. Ha a magkonvekció nem következik be, egy héliumban gazdag mag alakul ki, amelyet egy külső hidrogénréteg vesz körül.

Minél nagyobb tömegű egy csillag, annál rövidebb az élettartama a fősorozaton. Miután a magban lévő hidrogén üzemanyag elfogyott, a csillag a HR-diagramon a fősorozattól távolodva szuperóriássá, vörös óriássá vagy közvetlenül fehér törpévé fejlődik.

Kialakulás és fejlődés

A csillagkeletkezés számítógépes szimulációja a MACS1149-JD1 (eso1815c) galaxisban.

Amikor egy protocsillag a helyi csillagközi közegben lévő óriási molekuláris gáz- és porfelhő összeomlásából keletkezik, a kezdeti összetétel végig homogén, és tömegét tekintve körülbelül 70%-ban hidrogénből, 28%-ban héliumból és nyomokban más elemekből áll. A csillag kezdeti tömege a felhőben uralkodó helyi körülményektől függ. (Az újonnan keletkezett csillagok tömegeloszlását empirikusan a kezdeti tömegfüggvény írja le.). A kezdeti összeomlás során ez a főáramlás előtti csillag gravitációs összehúzódás révén energiát termel. Amint a csillagok kellően sűrűek, elkezdik a hidrogént héliummá alakítani, és exoterm magfúziós folyamat révén energiát adnak le.

Amikor a hidrogén magfúziója válik a domináns energiatermelési folyamattá, és a gravitációs összehúzódásból nyert többletenergia elveszett, a csillag a Hertzsprung-Russell-diagram (vagy HR-diagram) egy görbéje mentén helyezkedik el, amelyet standard fősorozatnak nevezünk. A csillagászok ezt a szakaszt néha "zéró korú fősorozatnak", vagy ZAMS-nek nevezik. A ZAMS-görbe kiszámítható a csillagok tulajdonságainak számítógépes modelljeivel azon a ponton, amikor a csillagok elkezdik a hidrogénfúziót. Ettől a ponttól kezdve a csillagok fényessége és felszíni hőmérséklete jellemzően növekszik a korral.

Egy csillag a kezdeti pozíciója közelében marad a fősorozaton, amíg a magban lévő hidrogén jelentős része el nem fogy, majd elkezd fényesebb csillaggá fejlődni. (A HR-diagramon a fejlődő csillag a fősorozattól jobbra és feljebb halad). A fősorozat tehát a csillag életének elsődleges hidrogénégető szakaszát jelenti.

Tulajdonságok

Ezek a látványos panorámaképek a Carina-köd (balra), a Sas-köd (középen) és az IC 2944 (jobbra) egyes részeit mutatják.Ezek mind olyan csillagkeletkezési régiók, amelyek sok forró fiatal csillagot tartalmaznak, köztük számos fényes O színképtípusú csillagot.

A tipikus HR-diagramon a csillagok többsége a fő-sorozat görbéje mentén helyezkedik el. Ez a vonal azért hangsúlyos, mert mind a spektrális típus, mind a fényesség csak a csillag tömegétől függ, legalábbis nulladik rendű közelítéssel, amíg a csillag magjában hidrogént fuzionál - és szinte minden csillag ezzel tölti "aktív" élete nagy részét.

A csillag hőmérséklete határozza meg a spektrális típusát a fotoszférában lévő plazma fizikai tulajdonságaira gyakorolt hatásán keresztül. A csillag hullámhossz függvényében történő energia-kibocsátását a hőmérséklet és az összetétel egyaránt befolyásolja. Ennek az energiaeloszlásnak egyik legfontosabb mutatója a B - V színindex, amely szűrők segítségével méri a csillag magnitúdóját kék (B) és zöld-sárga (V) fényben. Ez a magnitúdókülönbség a csillag hőmérsékletének mértékét adja meg.

Törpe terminológia

A fősorozatú csillagok összehasonlítása egyes spektrális osztályokban.

A fősorozatú csillagokat törpecsillagoknak is nevezik, de ez a terminológia részben történelmi eredetű, és kissé zavaró lehet. A hűvösebb csillagok esetében az olyan törpék, mint a vörös törpék, a narancssárga törpék és a sárga törpék valóban sokkal kisebbek és halványabbak, mint az ilyen színű csillagok. A forróbb kék és fehér csillagok esetében azonban a méret- és fényességkülönbség a fősorozatban lévő úgynevezett "törpe" csillagok és a fősorozatban nem lévő úgynevezett "óriás" csillagok között egyre kisebb. A legforróbb csillagok esetében a különbség közvetlenül nem megfigyelhető, és e csillagok esetében a "törpe" és "óriás" kifejezések a színképvonalakban mutatkozó különbségekre utalnak, amelyek jelzik, hogy a csillag a fősorozaton belül vagy kívül van-e. A "törpe" és "óriás" kifejezések a színképvonalakban mutatkozó különbségekre utalnak. Ennek ellenére a nagyon forró fősorozatú csillagokat néha még mindig törpéknek nevezik, annak ellenére, hogy méretük és fényességük nagyjából megegyezik az ilyen hőmérsékletű "óriás" csillagokéval.

A "törpe" általános használata a fősorozatra más szempontból is zavaró, mert vannak olyan törpecsillagok, amelyek nem fősorozatú csillagok. A fehér törpe például a halott mag, amely megmaradt, miután egy csillag levetette a külső rétegeit, és sokkal kisebb, mint egy fősorozatú csillag, nagyjából akkora, mint a Föld. Ezek jelentik sok fősorozatú csillag végső fejlődési szakaszát.

Paraméterek

Ha a csillagot egy idealizált, fekete testnek nevezett energiasugárzónak tekintjük, akkor az L fényerősség és az R sugár a Stefan-Boltzmann-törvény segítségével kapcsolatba hozható a Teff effektív hőmérséklettel:

$L=4\pi \sigma R^{2}T_{\text{eff}}^{4}$

Egy csillag tömege, sugara és fényessége szorosan összefügg egymással, és ezek értékei három összefüggéssel közelíthetők. Az első a Stefan-Boltzmann-törvény, amely a fényerősséget L, a sugarat R és a felszíni hőmérsékletet T_eff kapcsolja össze. A második a tömeg-fényesség összefüggés, amely a fényerősséget L és a tömeget M kapcsolja össze. Végül az M és R közötti kapcsolat közel lineáris. Az M és az R aránya az M 2,5 nagyságrendje felett mindössze háromszorosára nő. Ez az összefüggés nagyjából arányos a csillag belső hőmérsékletével T_I, és rendkívül lassú növekedése azt tükrözi, hogy a magban az energiatermelés sebessége erősen függ ettől a hőmérséklettől, míg a tömeg-fényesség összefüggéshez kell illeszkednie. Így a túl magas vagy túl alacsony hőmérséklet csillagászati instabilitást eredményez.

Minta paraméterek

Az alábbi táblázat a fő szekvencia mentén elhelyezkedő csillagok tipikus értékeit mutatja. A fényerősség (L), a sugár (R) és a tömeg (M) értékei a Naphoz - egy G2 V színképi besorolású törpecsillaghoz vannak viszonyítva . A csillagok tényleges értékei akár 20-30%-kal is eltérhetnek az alább felsorolt értékektől.

A fősorozatú csillagok paramétereinek táblázata

csillagosztály	sugár (R☉)	tömeg (M☉)	fényesség (L☉)	hőmérséklet (K)	példák
O2	12	100	800,000	50,000	BI 253
O6	09.8	035	180,000	38,000	Theta Orionis C
B0	07.4	018	020,000	30,000	Phi Orionis
B5	03.8	06.5	0800	16,400	Pi Andromedae A
A0	02.5	03.2	080	10,800	Alphekka (Alpha Coronae Borealis)
A5	01.7	02.1	020	08,620	Beta Pictoris
F0	01.3	01.7	06	07,240	Porrima (Gamma Virginis)
F5	01.2	01.3	02.5	06,540	Eta Arietis
G0	01.05	01.10	01.26	05,920	Beta Comae Berenices
G2	010	010	010	05,780	Nap
G5	00.93	00.93	00.79	05,610	Alpha Mensae
K0	00.85	00.78	00.40	05,240	70 Ophiuchi A
K5	00.74	00.69	00.16	04,410	61 Cygni A
M0	00.51	00.60	00.072	03,800	Lacaillae 8760
M5	00.18	00.15	00.0027	03,120	EZ Quarii A
M8	00.11	00.08	00.0004	02,650	VB 10
L1	00.09	00.07	00.00017	02,200	2MASS J0523−1403

Energiatermelés

Minden fősorozatú csillagnak van egy magvidéke, ahol az energia magfúzióval keletkezik. Ennek a magnak a hőmérséklete és sűrűsége olyan szinten van, amely szükséges a csillag fennmaradó részének fenntartásához szükséges energiatermeléshez. Az energiatermelés csökkenése azt eredményezné, hogy a fedőtömeg összenyomná a magot, ami a magasabb hőmérséklet és nyomás miatt a fúziós sebesség növekedését eredményezné. Hasonlóképpen, az energiatermelés növekedése a csillag tágulását okozná, csökkentve a magban lévő nyomást. Így a csillag egy hidrosztatikus egyensúlyban lévő önszabályozó rendszert alkot, amely a fősorozat élettartama alatt stabil.

A fősorozatú csillagok kétféle hidrogénfúziós folyamatot alkalmaznak, és az egyes típusok energiatermelésének mértéke a magterület hőmérsékletétől függ. A csillagászok a fősorozatot felső és alsó részre osztják aszerint, hogy a kettő közül melyik a domináns fúziós folyamat. Az alsó fősorozatban az energia elsősorban a proton-proton lánc eredményeként keletkezik, amely a hidrogént egy sor lépésben közvetlenül fuzionálja össze héliummá. A felső fősorozatban lévő csillagok magjának hőmérséklete kellően magas ahhoz, hogy hatékonyan használják a CNO-ciklust. Ez a folyamat szén-, nitrogén- és oxigénatomokat használ közvetítőként a hidrogén héliummá fúziójának folyamatában.

A csillagmag 18 millió Kelvin hőmérsékletén a PP-folyamat és a CNO-ciklus egyformán hatékony, és mindkét típus a csillag nettó fényerejének felét termeli. Mivel ez egy körülbelül 1,5 M☉ tömegű csillag maghőmérséklete, a felső fősorozatot az e tömeg feletti csillagok alkotják. Így nagyjából az F vagy hidegebb színképosztályú csillagok az alsó fősorozatba tartoznak, míg az A típusú vagy annál forróbb csillagok a felső fősorozat csillagai. A primerenergia-termelésben az egyik formából a másikba való átmenet egy naptömegnél kisebb tartománykülönbségre terjed ki. Az egy naptömegű Napban, az energiának mindössze 1,5%-át állítja elő a CNO-ciklus. Ezzel szemben az 1,8 M☉ vagy annál nagyobb tömegű csillagok szinte teljes energiatermelésüket a CNO-cikluson keresztül állítják elő.

A megfigyelt felső határ egy fősorozatú csillag esetében 120-200 M☉. Ennek a határnak az elméleti magyarázata az, hogy az e tömeg feletti csillagok nem tudnak elég gyorsan energiát sugározni ahhoz, hogy stabilak maradjanak, így minden további tömeg pulzációk sorozatában fog kilökődni, amíg a csillag el nem éri a stabil határértéket. A tartós proton-proton magfúzió alsó határa körülbelül 0,08 M☉, vagyis a Jupiter tömegének 80-szorosa. E küszöbérték alatt vannak a hidrogénfúzió fenntartására képtelen szubsztelláris objektumok, az úgynevezett barna törpék

Szerkezet

Ez az ábra egy Nap-szerű csillag belsejét mutatja, melyen a belső szerkezet látható.

Belső szerkezet

Mivel a mag és a felszín, vagyis a fotoszféra között hőmérsékletkülönbség van, az energia kifelé áramlik. Ennek az energiaszállításnak két módja a sugárzás és a konvekció. A sugárzási zóna, ahol az energiát sugárzás szállítja, stabil a konvekcióval szemben, és a plazma csak nagyon kevéssé keveredik. Ezzel szemben a konvekciós zónában az energiát a plazma tömeges mozgása szállítja, a forróbb anyag felfelé, a hidegebb anyag pedig lefelé száll. A konvekció a sugárzásnál hatékonyabb módja az energiaszállításnak, de csak olyan körülmények között jön létre, amelyek meredek hőmérsékleti gradienst hoznak létre.

A masszív csillagokban (10 M☉ felett) a CNO-ciklus által termelt energia sebessége nagyon érzékeny a hőmérsékletre, ezért a fúzió erősen koncentrálódik a magban. Következésképpen a mag régióban nagy a hőmérsékleti gradiens, ami egy konvekciós zónát eredményez a hatékonyabb energiaszállítás érdekében. Ez az anyagkeveredés a mag körül eltávolítja a héliumhamut a hidrogénégető régióból, így a csillagban lévő hidrogénből több fogyhat el a fősorozat élettartama alatt. A masszív csillag külső régiói sugárzás útján szállítják az energiát, kevés konvekcióval vagy annak hiányában

A közepes tömegű csillagok, mint például a Szíriusz, elsősorban sugárzás útján szállíthatnak energiát, egy kis magkonvekciós régióval.  A közepes tömegű, kis tömegű csillagok, mint például a Nap, egy konvekcióval szemben stabil magterülettel rendelkeznek, a felszínhez közeli konvekciós zónával, amely összekeveri a külső rétegeket. Ez egy héliumban gazdag mag állandó felépítését eredményezi, amelyet egy hidrogénben gazdag külső régió vesz körül. Ezzel szemben a hűvös, nagyon kis tömegű csillagok (0,4 M☉ alatt) végig konvektívek, így a magban keletkező hélium eloszlik a csillagban, ami viszonylag egyenletes légkört és arányosan hosszabb fősorozati élettartamot eredményez.

Fényerősség-színváltozás

A Nap a legismertebb példa a fősorozatú csillagokra.

Ahogy a fősorozatú csillagok magjában felhalmozódik a nem fúziós hélium hamuja, a hidrogén tömegegységre jutó mennyiségének csökkenése a fúziós sebesség fokozatos csökkenését eredményezi a tömegen belül. Mivel a csillag magasabb rétegeit a fúzióból származó energia kiáramlása tartja fenn, a mag összenyomódik, ami magasabb hőmérsékletet és nyomást eredményez. Mindkét tényező növeli a fúzió sebességét, így az egyensúly egy kisebb, sűrűbb, forróbb mag felé mozdul el, amely több energiát termel, és amelynek megnövekedett kiáramlása a magasabb rétegeket egyre kijjebb tolja. Így a csillag fényessége és sugara az idő múlásával folyamatosan növekszik. Például a korai Nap fényessége a jelenlegi értékének csak mintegy 70%-a volt. Ahogy egy csillag öregszik, ez a fényességnövekedés megváltoztatja a HR-diagramon elfoglalt helyét. Ez a hatás a fősorozat sávjának kiszélesedését eredményezi, mivel a csillagokat életük véletlenszerű szakaszaiban figyelik meg. Vagyis a HR-diagramon a fősorozati sáv vastagságot alakít ki; nem egyszerűen egy keskeny vonal.

További tényezők, amelyek kiszélesítik a HR-diagramon a fősorozati sávot, a csillagok távolságának bizonytalansága és a fel nem oldott kettőscsillagok jelenléte, amelyek megváltoztathatják a megfigyelt csillagparamétereket. Azonban még a tökéletes megfigyelés is homályos fősorozatot mutatna, mivel a tömeg nem az egyetlen paraméter, amely befolyásolja egy csillag színét és fényességét. A kezdeti bőségek, a csillag fejlődési állapota, egy közeli kísérővel való kölcsönhatás, a gyors forgás, vagy egy mágneses mező okozta kémiai összetételbeli eltérések mind-mind kissé megváltoztathatják egy fősorozatú csillag HR-diagramjának pozícióját, hogy csak néhány tényezőt említsünk. Vannak például fémszegény csillagok (amelyekben a héliumnál magasabb atomszámú elemek nagyon kis mennyiségben fordulnak elő), amelyek közvetlenül a fősorozat alatt helyezkednek el, és amelyeket szubtörpéknek neveznek. Ezek a csillagok magjukban hidrogént fuzionálnak, és így a kémiai összetétel eltérései által okozott fősorozat homályosságának alsó szélét jelölik.

A HR-diagram közel függőleges régióját, az úgynevezett instabilitási sávot a Cepheid-változóknak nevezett pulzáló változócsillagok foglalják el. E csillagok magnitúdója rendszeres időközönként változik, ami pulzáló megjelenést kölcsönöz nekik. A sáv a fősorozat felső részét az egy és két naptömeg közötti A és F osztályú csillagok régiójában metszi. A fősorozat felső részét metsző instabilitási sávnak ezen a részén található pulzáló csillagokat Delta Scuti-változóknak nevezik. Az ebben a régióban lévő fősorozatú csillagoknál csak kis magnitúdóváltozások tapasztalhatók, ezért ezt a változást nehéz kimutatni. 45 Az instabil fősorozatú csillagok más osztályai, mint például a Beta Cephei változók, nem kapcsolódnak ehhez az instabilitási sávhoz.

Élethossz

Ez a grafikon a tömeg-fényesség kapcsolatra mutat példát a nulla korú fősorozatú csillagok esetében. A tömeg és a fényesség a mai Naphoz viszonyítva van megadva.

A csillag által a hidrogén magfúziója révén előállítható teljes energiamennyiséget a magban elhasználható hidrogén üzemanyag mennyisége korlátozza. Egy egyensúlyban lévő csillag esetében a magban keletkező hőenergiának legalább akkorának kell lennie, mint a felszínen kisugárzott energiának. Mivel a luminozitás adja meg az egységnyi idő alatt kisugárzott energia mennyiségét, a teljes élettartam első közelítésben úgy becsülhető meg, mint a teljes termelt energia osztva a csillag luminozitásával.

Egy legalább 0,5 M☉ -es csillag esetében, amikor a magjában lévő hidrogénkészlet kimerül, és vörös óriássá tágul, elkezdheti a héliumatomok fúzióját szénné. A héliumfúziós folyamat tömegegységre vetített energiakibocsátása csak körülbelül a tizede a hidrogénfolyamat energiakibocsátásának, és a csillag fényessége megnő, ami azt eredményezi, hogy ebben a szakaszban a főszekvencia-életkorhoz képest sokkal rövidebb ideig tart. (Például a Nap az előrejelzések szerint 130 millió évig égeti a héliumot, szemben a hidrogén égetésével töltött körülbelül 12 milliárd évvel.) Így a megfigyelt 0,5 M☉ feletti csillagok körülbelül 90%-a a fősorozatban lesz. Átlagosan a fősorozatú csillagokról ismert, hogy egy empirikus tömeg-fényesség összefüggést követnek. A csillag fényessége (L) nagyjából arányos a teljes tömeggel (M) a következő hatványtörvény szerint:

$L\ \propto \ M^{3.5}$

Ez az összefüggés a 0,1-50 M☉ tartományba eső fősorozatú csillagokra vonatkozik.

A magfúzióhoz rendelkezésre álló üzemanyag mennyisége arányos a csillag tömegével. Így egy fősorozatú csillag élettartamát a Nap fejlődési modelljével összehasonlítva lehet megbecsülni. A Nap körülbelül 4,5 milliárd éve fősorozatú csillag, és 6,5 milliárd év múlva vörös óriássá fog válni, vagyis a teljes fősorozatú élettartama nagyjából 10^10 év. Ebből következően:

$\tau _{\text{MS}}\approx 10^{10}{\text{évek}}\left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]\left[{\frac {L_{\bigodot }}{L}}\right]=10^{10}{\text{évek}}\left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]^{-2.5}$

Bár a nagyobb tömegű csillagok több üzemanyagot égetnek el, és intuitív módon várhatóan hosszabb élettartamúak lesznek, a tömegük növekedésével arányosan nagyobb mennyiséget sugároznak ki. Ezt a csillagok állapotegyenlete követeli meg; ahhoz, hogy egy nagy tömegű csillag egyensúlyban maradjon, a magban keletkező sugárzott energia kifelé irányuló nyomásának nemcsak hogy meg kell, de meg is kell nőnie, hogy megfeleljen a burok belső gravitációs nyomásának. Így a legnagyobb tömegű csillagok mindössze néhány millió évig maradhatnak a fősorozatban, míg a naptömeg tizedénél kisebb tömegű csillagok akár több mint trillió évig is fennmaradhatnak.

A pontos tömeg-fényesség kapcsolat attól függ, hogy milyen hatékonyan tud energiát szállítani a magból a felszínre. A nagyobb homályosság szigetelő hatású, ami több energiát tart vissza a magban, így a csillagnak nem kell annyi energiát termelnie ahhoz, hogy hidrosztatikus egyensúlyban maradjon. Ezzel szemben az alacsonyabb opacitás azt jelenti, hogy az energia gyorsabban távozik, és a csillagnak több üzemanyagot kell elégetnie ahhoz, hogy egyensúlyban maradjon. A kellően magas opacitás konvekció útján történő energiaszállítást eredményezhet, ami megváltoztatja az egyensúlyban maradáshoz szükséges feltételeket.

A nagy tömegű fősorozatú csillagokban az opacitást az elektronszórás uralja, amely a hőmérséklet növekedésével közel állandó. Így a fényesség csak a csillag tömegének kockájával nő. A 10 M☉ alatti csillagok esetében az opacitás a hőmérséklettől függővé válik, ami azt eredményezi, hogy a fényesség körülbelül a csillag tömegének negyedik hatványaként változik. A nagyon kis tömegű csillagok esetében a légkörben lévő molekulák is hozzájárulnak az opacitáshoz. Körülbelül 0,5 M☉ alatt a csillag fényessége a tömeg 2,3-as hatványával változik, ami a tömeg és a fényesség grafikonjának meredekségének ellaposodását eredményezi. Azonban még ezek a finomítások is csak közelítésnek tekinthetők, és a tömeg-fényesség összefüggés a csillag összetételétől függően változhat.

Evolúciós pályák

Amikor egy fősorozatú csillag elhasználta a magjában lévő hidrogént, az energiatermelés elvesztése miatt a gravitációs összeomlás újraindul, és a csillag kilép a fősorozatból. Azt az utat, amelyet a csillag a HR-diagramon keresztül követ, evolúciós pályának nevezzük.

magja megáll, de az ebben a tömegtartományban lévő csillagok fősorozati élettartama hosszabb, mint a világegyetem jelenlegi kora, így egyetlen csillag sem elég idős ahhoz, hogy ez bekövetkezzen.

A 0,23 M☉-nél nagyobb tömegű csillagokban a héliummagot körülvevő hidrogén eléri a megfelelő hőmérsékletet és nyomást ahhoz, hogy fúzióba lépjen, és hidrogénégető héj alakuljon ki, ami a csillag külső rétegeinek tágulását és lehűlését okozza. Azt a szakaszt, amikor ezek a csillagok eltávolodnak a fősorozattól, szubóriás ágnak nevezzük; viszonylag rövid ideig tart, és hézagként jelenik meg a fejlődési pályán, mivel kevés csillagot figyelnek meg ezen a ponton.

Amikor az alacsony tömegű csillagok héliummagja degenerálódik, vagy a közepes tömegű csillagok külső rétegei eléggé lehűlnek ahhoz, hogy átlátszatlanná váljanak, hidrogénhéjuk hőmérséklete megnő, és a csillagok fényesebbé válnak. Ezt nevezzük vörös óriás ágnak; ez egy viszonylag hosszú életű szakasz, és a H-R-diagramokon jól látható. Ezek a csillagok végül fehér törpeként fejezik be életüket.

A legnagyobb tömegű csillagok nem válnak vörös óriássá; ehelyett a magjuk gyorsan elég forróvá válik ahhoz, hogy héliumot és végül nehezebb elemeket fuzionáljon, és szuperóriásoknak nevezik őket. Ezek megközelítőleg vízszintes fejlődési pályát követnek a fősorozattól a H-R diagram tetején keresztül. A szuperóriások viszonylag ritkák, és a legtöbb H-R diagramon nem jelennek meg kiemelkedően. Magjuk végül összeomlik, ami általában szupernóvához vezet, és vagy neutroncsillagot vagy fekete lyukat hagy maga után.

Ha egy csillaghalmaz nagyjából egy időben keletkezik, akkor e csillagok fősorozati élettartama az egyéni tömegüktől függ. A legnagyobb tömegű csillagok hagyják el először a fősorozatot, majd őket követik az egyre kisebb tömegű csillagok. Azt a helyet, ahol a halmaz csillagai elhagyják a fősorozatot, elágazási pontnak nevezzük. Ha ismerjük a csillagok főszekvenciás élettartamát ezen a ponton, akkor megbecsülhetővé válik a halmaz kora.

Források

• National Geographic: Was ihr schon immer über die Sterne wissen wolltet. (hely nélkül): National Geographic.  
• Encyclopædia Britannica: Hertzsprung-Russell diagram. (hely nélkül): Encyclopædia Britannica.  
• NASA: Types of Stars. (hely nélkül): NASA.  
• Medium: Visualising the Startup Lifecycle: Main Sequence. (hely nélkül): Medium.  
• Heidelberg University: AIDA 02 Stars. (hely nélkül): Heidelberg University.  

Kapcsolódó szócikkek

• Csillag
• Nap
• Magfúzió
• Herzsprung-Russel-diagram