رشته اصلی

قسمتی از نمودار هرتسپرونگ- راسل (HR) که بیشتر ستاره ها در آن قرار دارند.این قسمت از نمودار بصورت قطری از گوشه بالا سمت چپ(ستارگان با دماودرخشندگی زیاد یا غولهای آبی) به پایین سمت راست(ستارگان بادما ودرخشندگی کم یا کوتوله های قرمز ) امتداد دارد.ستارگان بیشتر عمرشان را در این قسمت از نمودار به عنوان ستاره ای از رشته اصلی طی می کنند.

منبع سوخت این مرحله از عمر ستاره به صورت تبدیل هیدروژن به هلیم است.قسمتی از نمودار که اول شکل گیری ٬ستاره در آن بسر می برد رشته اصلی با عمر صفر(zero- age) نام دارد.با تکامل ستاره ٬ نقطه ای که نشاندهنده موقعیت ستاره در نمودارHR است بمرور زمان از رشته اصلی دور می شود وخط جدیدی روی نمودار ترسیم می کند.

ستارگان رشته اصلی عمومی ترین ستاره های کهکشان هستند.حدود نود درصد از صد میلیارد ستاره  وحدود 60 درصد جرم کهکشان در ستاره های رشته اصلی می باشد.از نقطه نظر تئوری ستارگان رشته اصلی فراوان هستند چراکه ستاره ،قسمت بیشتر عمر خود را بعنوان ستاره رشته اصلی طی می کند.مدت زمانی که یک ستاره در رشته اصلی بسر می برد به طور مستقیم به نسبت جرم به درخشندگی آن بستگی دارد.با توجه به رابطه جرم –درخشندگی برای ستارگان مشابه خورشید این زمان با توان( ۷/۳-) جرم وبرای ستارگان با جرم بسیار زیاد با توان (۶/۰-) جرم تناسب دارد.ستارگان با جرم خیلی کم مدت زمان بسیار بیشتری را می توانند بعنوان ستاره رشته اصلی طی کنند .با توجه به رابطه جرم –درخشندگی یک ستاره با جرم یکدهم جرم خورشید می تواند ده میلیارد سال در آن وضعیت طی کند.

ساختمان درونی یک ستاره از رشته اصلی شامل هسته ای تهی از هیدروژن (درجه تهی شدن به مدت زمانی که ستاره در رشته اصلی بسر برده  ودر واقع به مدت زمانی که واکنشهای هسته ای انرژی زا در درون آن آغاز شده اند بستگی دارد.)ومحیطی پر از هیدروژن اطراف آن است.در ستارگان سنگین تر از خورشید واکنش هسته ای  اصلی طبق چرخه کربن –نیتروژن- اکسیژن (CNO) می باشد وهسته بدلیل همرفت بصورت مخلوط می باشد.در ستارگان سبک تر از خورشید واکنش هسته ای از نوع چرخه پروتون –پروتون است که در آنها هسته نیز دارای همرفت نمی باشد.منطقه دارای همرفت در نواحی بیرونی ستاره وجود دارد وهرچه جرم ستاره کمتر باشد عمق این منطقه همرفتی به سمت هسته بیشتر می شود.برای ستارگان رده طیفی A0 با جرم حدود 3 برابر جرم خورشید منطقه همرفتی کوچکی وجود دارد یا اصلا"وجود ندارد .برای ستاره ای باجرم حدود جرم خورشید گستره منطقه همرفتی به یک چهارم شعاع ستاره به سمت هسته می رسد وبرای ستاره ای باجرم 0.3 جرم خورشید گستره منطقه همرفتی به هسته هم می رسد.

عمرنسبتا" کوتاه ستارگان داغ رشته اصلی موجب نادر شدن آنها در کهکشان شده است درحالیکه عمر ستاره های باجرم کم (ستارگان از رده طیفی Kو M یا کوتوله های سرخ)آنچنان طولانی است که از زمان شکل گیری کهکشان زمان لازم برای تحول وعبور از رشته اصلی را نداشته اند.این استقلال عمر ستاره های کم جرم واین نکته که تولید ستاره از ابرهای مادر  بیشتر به صورت ستاره های کم جرم است موجب آن شده که ستاره ای کوتوله پرجمعیت ترین گونه ستاره ای باشند.

فراوانی هیدروژن و هلیم در ستاره های رشته اصلی مانند خورشید است ولی فراوانی عناصر سنگین حداکثر دو برابر فراوانی عناصر درخورشید است.برای ستارگان باجرم کمتر از 0.08 جرم خورشید دمای هسته برای شروع واکنش های هسته ای به شکل هیدروژن سوزی کافی نیست بنابراین ستاره از رشته اصلی با دمای کمتر از 2500 درجه وجود ندارد.این در حالی است که ستاره های با جرم کمتر حتی با تعداد بیشتری نسبت به کوتوله های سرخ رده M وجود دارند که ما آنها را کوتوله قهوه ای نامیده ایم.

حد بالای جرم ستاره از رشته اصلی با توجه به افزایش فشار تابشی در درون ستاره تعیین می شود.اگر جرم بیشتر از 150 برابر جرم خورشید باشدنیروی ناشی از فشار تابشی بر نیروی گرانشی غلبه می کند وستاره شکل نمی گیردواگر هم شکل بگیردناپایدار بوده و عمر آن بسیارکوتاه خواهد بود.در مکانهای مختلف نوار رشته اصلی شاهد تغییراتی در درخشندگی هستیم مثلا" در ستاره های متغییر بتا قیفاوسی و دلتای سپری.

علاوه برویژگیهای ذاتی ستاره های رشته اصلی سرعتهای فضایی این ستارگان نیز دارای ارتباط خاصی با ویژگیهای ستاره ای  می باشد.پراکندگی سرعت در آنها در مورد ستاره های باجرم کمتر بیشتر است.این نتیجه افزایش سن متوسط ستاره ها باجرم کمتر است.ستارگان باتمام جرمها با یک پراکندگی نسبتا" یکسان سرعتی در فضا شکل گرفته اند اما مکانیزمی که عامل تغییر سرعت می شود فرصت بیشتری داشته تا روی ستاره های رشته اصلی (بدلیل عمر بیشتر)اثر گذار باشد.بنابراین ستاره های رده طیفی O وB قبل از اینکه پراکندگی سرعتی آنها از مقادیر اولیه انحراف نشان دهد رشته اصلی را ترک می کنند اما در ستاره های رده M طیفی  در رشته اصلی شاهد پراکندگی سنی از اندازه عمر کهکشانی تا ستاره های بسیار جدید هستیم.

طی دوره های طولانی مدت٬ مواجهه با توده های سنگین ابری (وتا حدود کمتری مواجهه با ستاره های دیگر)مدار ستارگان در کهکشان تغییر می کند ودر نتیجه پراکندگی سرعتی نیز بیشتر می شود.بنابراین شاهد هستیم که پراکندگی سرعتی ستاره های پیر رده طیفی M داری دامنه بزرگتری شده است.

واژه مرتبط:نوار هایاشی

برای کسب اطلاعات بیشتر به سایت زیر مراجعه نمایید

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html