Om du gör en plottning av ljusstyrkan hos några tusen stjärnor nära oss, mot deras färg (eller yttemperatur) – ett Hertzsprung-Russell-diagram – kommer du att se att de flesta av dem är på en nästan rak, diagonal linje, gående från svagt och rött till ljust och blått. Den linjen är huvudsekvensen (naturligtvis måste du plotta den absoluta ljusstyrkan – eller ljusstyrkan – inte den skenbara ljusstyrkan, vet du varför?).
Som du kanske hade förväntat dig fick upptäckten av huvudsekvensen vänta tills avstånden till åtminstone några hundra stjärnor kunde uppskattas någorlunda väl (så att deras absoluta magnituder, eller ljusstyrkor, kunde räknas ut). Detta hände under de första åren av 1900-talet (roligt faktum: Russells upptäckt var hur absolut ljusstyrka var relaterad till spektralklass - OBAFGKM - snarare än färg).
Så varför verkar då de flesta stjärnor ligga på huvudsekvensen? Varför hittar vi inte stjärnor över hela H-R-diagrammet?
Tillbaka på 1800-talet skulle det ha varit omöjligt att svara på dessa frågor, eftersom kvantteorin inte hade uppfunnits då, och ingen visste om kärnfusion, eller ens vad som drev solen. På 1930-talet blev dock huvudlinjerna för svaren tydliga ... stjärnor i huvudsekvensen drivs av vätefusion, som äger rum i deras kärnor, och huvudsekvensen är bara en massasekvens (svaga röda stjärnor är de minsta massiv – med början på cirka en tiondel av solen – och klarblå mest – cirka 20 gånger). Stjärnor finns på andra ställen på Hertzsprung Russell-diagram , och deras positioner återspeglar vilka kärnreaktioner som driver dem, och var de äger rum (eller inte; vita dvärgar är askar som långsamt svalnar). Så i stora drag finns det så många stjärnor i huvudsekvensen – jämfört med på andra ställen i H-R-diagrammet – eftersom stjärnor spenderar mycket mer av sina liv på att bränna väte i sina kärnor än att producera energi på något annat sätt!
Det tog många decennier av forskning att ta reda på detaljerna i stjärnutvecklingen – vilka kärnreaktioner för vilken massa och sammansättning av en stjärna, hur storleken på en stjärna speglar dess inre struktur och sammansättning, hur vissa stjärnor kan leva vidare långt efter att de borde vara vita dvärgar, etc, etc, etc – och det finns fortfarande många obesvarade frågor idag (du kanske kan hjälpa till att lösa dem?).
Main Sequence (University of Utah), Main Sequence Stars (University of Oregon), och Stjärnor (NASA:s Imagine the Universe) är tre bra ställen att gå till för att lära sig mer.
Dejta ett kluster – ett nytt trick , V är för Valentine... V838 , och Fånga en FUor! är bara tre av de många Universe Today-historierna som innehåller huvudsekvensen.
Astronomy Cast täcker huvudsekvensen från synvinkeln av stjärnutvecklingen i Solens liv och Andra stjärnors liv ; se till att kolla in dem.
Referenser:
NASA
Hyperfysik