Als je een grafiek maakt van de helderheid van een paar duizend sterren bij ons in de buurt van hun kleur (of oppervlaktetemperatuur) - een Hertzsprung-Russell-diagram - zul je zien dat de meeste van hen zich op een bijna rechte, diagonale lijn bevinden die van zwak en rood tot helder en blauw. Die lijn is de hoofdreeks (je moet natuurlijk de absolute helderheid - of helderheid - uitzetten - niet de schijnbare helderheid; weet je waarom?).
Zoals je misschien had verwacht, moest de ontdekking van de hoofdreeks wachten tot de afstanden tot minstens een paar honderd sterren redelijk goed konden worden geschat (zodat hun absolute magnitudes of helderheid konden worden berekend). Dit gebeurde in de vroege jaren van de 20e eeuw (leuk feit: Russell's ontdekking was hoe absolute helderheid verband hield met spectrale klasse - OBAFGKM - in plaats van kleur).
Dus waarom lijken de meeste sterren dan op de hoofdreeks te liggen? Waarom vinden we geen sterren overal in het H-R-diagram?
In de 19e eeuw was het onmogelijk om deze vragen te beantwoorden, omdat de kwantumtheorie toen nog niet was uitgevonden, en niemand wist van kernfusie, of zelfs maar wat de zon aandreef. Tegen de jaren dertig werden de hoofdlijnen van de antwoorden echter duidelijk ... sterren in de hoofdreeks worden aangedreven door waterstoffusie, die plaatsvindt in hun kernen, en de hoofdreeks is slechts een reeks massa's (vage rode sterren zijn de minste massief - beginnend bij ongeveer een tiende van die van de zon - en helderblauwe het meest - ongeveer 20 keer). Sterren worden elders in het Hertzsprung Russell-diagram gevonden en hun posities weerspiegelen welke kernreacties hen aandrijven en waar ze plaatsvinden (of niet; witte dwergen zijn sintels, langzaam afkoelend). In het algemeen zijn er dus zoveel sterren in de hoofdreeks - vergeleken met elders in het H-R-diagram - omdat sterren veel meer van hun leven waterstof verbranden in hun kernen dan dat ze op een andere manier energie produceren!
Het heeft tientallen jaren van onderzoek gekost om de details van de stellaire evolutie uit te werken - welke nucleaire reacties voor welke massa en samenstelling van een ster, hoe de grootte van een ster zijn interne structuur en samenstelling weerspiegelt, hoe sommige sterren lang kunnen leven nadat ze zouden moeten witte dwergen zijn, etc, etc, etc - en er zijn nog steeds veel onbeantwoorde vragen (misschien kunt u ze helpen oplossen?).
De Main Sequence (University of Utah), Main Sequence Stars (University of Oregon) en Stars (NASA’s Imagine the Universe) zijn drie goede plaatsen om meer te leren.
Dating een cluster - A New Trick, V is For Valentine ... V838, en Capture A FUor! zijn slechts drie van de vele Space Magazine-verhalen met de hoofdreeks.
Astronomy Cast bestrijkt de hoofdreeks vanuit het oogpunt van stellaire evolutie in The Life of the Sun en The Life of Other Stars; zorg ervoor dat je ze bekijkt.
Referenties:
NASA
Hyperfysica
