Hvis du laver et plot af lysstyrken af et par tusinde stjerner i nærheden af os, i forhold til deres farve (eller overfladetemperatur) – et Hertzsprung-Russell-diagram – vil du se, at de fleste af dem er på en næsten lige, diagonal linje, der går fra svag og rød til lys og blå. Den linje er hovedsekvensen (selvfølgelig skal du plotte den absolutte lysstyrke – eller lysstyrke – ikke den tilsyneladende lysstyrke; ved du hvorfor?).
Som du måske havde forventet, måtte opdagelsen af hovedsekvensen vente, indtil afstandene til mindst et par hundrede stjerner kunne estimeres rimeligt godt (så deres absolutte størrelser eller lysstyrker kunne beregnes). Dette skete i de tidlige år af det 20. århundrede (sjovt faktum: Russells opdagelse var, hvordan absolut lysstyrke var relateret til spektralklasse - OBAFGKM - snarere end farve).
Så hvorfor lader de fleste stjerner så til at ligge på hovedsekvensen? Hvorfor finder vi ikke stjerner over hele H-R-diagrammet?
Tilbage i det 19. århundrede ville det have været umuligt at besvare disse spørgsmål, fordi kvanteteorien ikke var blevet opfundet dengang, og ingen vidste om kernefusion, eller endda hvad der drev Solen. I 1930'erne blev hovedlinjerne af svarene imidlertid klare ... stjerner i hovedsekvensen er drevet af brintfusion, som finder sted i deres kerner, og hovedsekvensen er blot en massesekvens (svage røde stjerner er de mindste massiv – startende ved omkring en tiendedel af Solen – og lyseblå mest – omkring 20 gange). Stjerner findes andre steder på Hertzsprung Russell diagram , og deres positioner afspejler, hvilke nukleare reaktioner, der driver dem, og hvor de finder sted (eller ej; hvide dværge er aske, som langsomt afkøles). Så i store træk er der så mange stjerner i hovedsekvensen – sammenlignet med andre steder i H-R-diagrammet – fordi stjerner bruger meget mere af deres liv på at brænde brint i deres kerner, end de gør på at producere energi på nogen anden måde!
Det tog mange årtiers forskning at finde ud af detaljerne i stjernens evolution – hvilke kernereaktioner for hvilken masse og sammensætning af en stjerne, hvordan størrelsen af en stjerne afspejler dens indre struktur og sammensætning, hvordan nogle stjerner kan leve videre længe efter at de burde være hvide dværge osv. osv. osv – og der er stadig mange ubesvarede spørgsmål i dag (måske du kan hjælpe med at løse dem?).
The Main Sequence (University of Utah), Main Sequence Stars (University of Oregon) og Stjerner (NASAs Imagine the Universe) er tre gode steder at tage hen for at lære mere.
Dating en klynge – et nyt trick , V er for Valentine... V838 , og Fang en FUor! er blot tre af de mange Universe Today-historier, som indeholder hovedsekvensen.
Astronomy Cast dækker hovedsekvensen fra synspunktet om stjernernes udvikling i Solens liv og Andre stjerners liv ; sørg for at tjekke dem ud.
Referencer:
NASA
Hyperfysik