Co to Jest Główna Gwiazda Sekwencji?

Główne gwiazdy sekwencji są najpowszechniejszym typem we Wszechświecie. Główne gwiazdy sekwencji są stabilne. Łączą jądra wodoru razem, tworząc jądra helu, uwalniając energię i emitując światło.

Główna gwiazda sekwencji jest gwiazdą w stabilnej części jej cyklu życia. Są najczęstszym typem gwiazdy we wszechświecie. Nasza gwiazda, Słońce, znajduje się w głównej fazie sekwencji. Jest to mniej więcej w połowie tego etapu i ostatecznie stanie się czerwonym olbrzymem w przybliżeniu pięć miliardów lat.

Wszystkie główne gwiazdy sekwencji są w równowadze, co oznacza, że ​​nacisk zewnętrzny wywołany reakcjami termojądrowymi jest równoważony siłą grawitacji pociągając gwiazdę razem. Ciśnienie i temperatura gwiazdy głównej sekwencji zwiększają się, gdy zbliżasz się do jej centrum. Długość czasu, jaki gwiazda spędza na tym etapie swojego życia, zależy od tego, ile masy ma gwiazda. Przeciwnie, masywne gwiazdy mają krótszą żywotność niż mniejsze gwiazdy. Duże, masywne gwiazdy zużywają swoje paliwo jądrowe w znacznie szybszym tempie niż mniejsze gwiazdy. Gwiazdy mogą mieć rozmiar od około jednej dziesiątej wielkości naszego Słońca aż do setek razy większych. Kolor gwiazdy zależy również od jej wielkości. Większe gwiazdy są gorętsze i emitują więcej niebieskiego światła; mniejsze gwiazdy są mniejsze i emitują więcej czerwonego światła.

Główny etap sekwencji następuje po zapadnięciu się gwiezdnej mgławicy z powodu siły grawitacji. Gdy mgławica się zapada, wzrasta wewnętrzna temperatura. Kiedy rdzeń nowo utworzonego protostaru osiągnie określoną temperaturę, zaczyna się fuzja jądrowa. Fuzja jądrowa to reakcja jądrowa, która uwalnia energię poprzez połączenie mniejszych, jaśniejszych jąder w większe, cięższe jądro. Ten proces uwalnia fotony energii. Te fotony są wchłaniane i resabsorbowane wiele razy przed opuszczeniem gwiazdy. Ilość uwolnionej energii można obliczyć za pomocą znanego równania Einsteina: E = mc ² , gdzie E to ilość energii, m to zmiana masy, a c to prędkość światła.

Większość głównych gwiazd sekwencji składa się prawie całkowicie z wodoru i helu. Niektóre mają niewielki procent cięższych pierwiastków, takich jak węgiel lub tlen. Naukowcy mogą analizować skład głównej gwiazdy sekwencji, badając emitowane światło.