הסדרה הראשית

הסדרה הראשית הוא מונח באסטרונומיה, המתאר את רצף הכוכבים המופיע בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל (דיאגרמת HR), תרשים המסווג כוכבים לפי צבע לבהירות מוחלטת, הנקרא על-שם שני מפתחיו - איינר הרצשפרונג והנרי נוריס ראסל. כוכבים המופיעים על עקומה זו בתרשים, מכונים כוכבי הסדרה הראשית, או כוכבים ננסים. לאחר תהליך היווצרותו של כוכב, הוא מייצר אנרגיה בליבתו החמה והדחוסה באמצעות היתוך גרעיני של אטומי מימן להליום. במהלך שלב זה של חייו הוא נמצא על הסדרה הראשית, במיקום הנקבע בעיקר על ידי המסה שלו, אך גם על סמך הרכבו הכימי וגורמים נוספים. בהכללה, ככל שהכוכב מסיבי יותר, כך קצרה יותר תוחלת החיים שלו על הסדרה הראשית. כאשר נגמר מלאי המימן בליבה, עובר הכוכב לשלב הבא בחייו, ומתרחק מהסדרה הראשית. לעיתים מחלקים את הסדרה הראשית לחלק עליון ולחלק תחתון, בהתאם לתהליכים המשמשים את הכוכב להפקת אנרגיה. כוכבים בעלי מסה הפחותה מ-1.5 מסות שמש בערך, מתיכים אטומי מימן יחד ברצף של שלבים, המכונה שרשרת פרוטון-פרוטון, על מנת ליצור הליום. מעל מסה זאת, בחלק העליון של הסדרה הראשית, תהליך ההיתוך הגרעיני יכול לעשות שימוש באטומי פחמן, חנקן וחמצן כמתווכים בתהליך הפקת ההליום מאטומי המימן. בשל הפרש הטמפרטורות בין ליבת הכוכב לבין פני השטח שלו, אנרגיה מועברת מבעד לשכבות המרכיבות את הכוכב, עד שהיא פורצת החוצה, אל הפוטוספירה. שני המנגנונים המשמשים להעברת האנרגיה הזאת דרך הכוכב הם קרינה והסעה, כאשר כל אחד מהם משמש בהתאם לתנאים המקומיים. הסעה מתרחשת בעיקר באזורים בעלי הבדלי טמפרטורה גבוהים, אטימות גבוהה, או שניהם. כאשר מתרחשת הסעה באזור הליבה, היא מניעה את אטומי ההליום שנוצרו, כך שנשמרת הפרופורציה המתאימה של דלק (מימן) הנדרשת עבור היתוך גרעיני. כוכבי הסדרה הראשית נחקרו בצורה מקיפה באמצעות מודלים כוכביים שונים, המאפשרים הבנה טובה יחסית של תהליך היווצרותם והתפתחותם. ניתן להעריך טמפרטורה של כוכב אם מתייחסים אליו כאל גוף קורן אידיאלי, המכונה גוף שחור. במקרה זה, הבהירות L {\displaystyle {\begin{smallmatrix}L\end{smallmatrix}}} והרדיוס R {\displaystyle {\begin{smallmatrix}R\end{smallmatrix}}} קשורים לטמפרטורה T {\displaystyle {\begin{smallmatrix}T\end{smallmatrix}}} באמצעות חוק סטפן-בולצמן: L = 4 π σ R 2 T 4 {\displaystyle {\begin{smallmatrix}L=4\pi \sigma R^{2}T^{4}\end{smallmatrix}}} כאשר σ {\displaystyle {\begin{smallmatrix}\sigma \end{smallmatrix}}} הוא קבוע סטפן-בולצמן. הטמפרטורה והרכב הפוטוספירה של הכוכב משפיעים על פליטת הקרינה באורכי גל שונים. מפתח הצבעים, או B-V, מודד את ההבדל הזה בפליטת הקרינה באמצעות פילטרים הלוכדים את בהירות נראית הכוכב באור כחול (B) ובאור ירוק-צהוב (V). בזכות מדידת ההפרש בין ערכים אלו, אין צורך לתקן את הבהירות לפי המרחק. כך, מיקומו של כוכב בדיאגרמת HR יכול לשמש להערכת הרדיוס והטמפרטורה שלו. מאחר שהטמפרטורה משפיעה על תכונותיה הפיזיקליות של הפלסמה שבפוטוספירה, ניתן לקבוע באמצעותה גם את הטיפוס הספקטרלי של הכוכב. כאשר נוצר קדם-כוכב מקריסת ענן מולקולרי ענק של גז ואבק בתווך הבין-כוכבי שלו, היצירה הראשונית היא הומוגנית, ומורכבת מכ-70% מימן, 28% הליום וכמויות קטנות של יסודות אחרים. במהלך הקריסה הראשונית, מייצר כוכב קדם סדרה ראשית זה אנרגיה באמצעות קריסה כבידתית. כאשר הוא מגיע לצפיפות המתאימה, מתחיל יצור האנרגיה בליבה, באמצעות היתוך גרעיני ההופך מימן להליום. ברגע שההיתוך הגרעיני של מימן הופך לתהליך הפקת האנרגיה העיקרי, והאנרגיה העודפת המושגת מקריסה כבידתית נעלמת, מתמקם הכוכב על עקומה בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל, הנקראת הסדרה הראשית הסטנדרטית. אסטרונומים מתייחסים לעיתים אל שלב זה כאל "גיל אפס של הסדרה הראשית" (או ZAMS - Zero Age Main Sequence). עקומה זו חושבה באמצעות מודלים ממוחשבים המתארים את מיקומו של כוכב בתרשים ברגע בו הוא מתחיל להתיך מימן, כאשר בהירותו וטמפרטורת פני השטח שלו גוברות מנקודה זו ואילך. הכוכב נשאר בקרבת מיקומו ההתחלתי על הסדרה הראשית עד אשר כמות משמעותית מהמימן בליבה נצרכת, אז הוא מתחיל להפוך לכוכב בהיר יותר. בדיאגרמת HR, ינוע הכוכב המתפתח למעלה ולימין הסדרה הראשית. כך מייצגת הסדרה הראשית את שלב בעירת המימן הראשוני במהלך חייו של כוכב. רוב הכוכבים בדיאגרמת HR טיפוסית ממוקמים לאורך עקומת הסדרה הראשית. עקומה זו כה מודגשת בתרשים, היות שגם הטיפוס הספקטרלי וגם הבהירות נראית תלויים אך ורק במסת הכוכב, לפחות עד כדי קירוב מסדר אפס, כל עוד ממשיך היתוך המימן בליבה - תהליך אותו עושים כמעט כל הכוכבים לאורך רוב חייהם ה"פעילים". כוכבי סדרה ראשית (ומכאן - נורמליים) אלה, נקראים כוכבים ננסים. הם נקראים כך לא מכיוון שהם קטנים בצורה יוצאת דופן, אלא היות שיש להם רדיוסים קטנים יותר ופחות בהירות מאשר לסוג חשוב אחר של כוכבים, הכוכבים הענקים. ננסים לבנים מהווים סוג אחר של כוכבים, הקטנים יותר מכוכבי הסדרה הראשית - בגודל כדור הארץ, בקירוב. רבים מכוכבי הסדרה הראשית מסיימים את חייהם כננסים לבנים. לכל כוכבי הסדרה הראשית יש ליבה, בה הם מייצרים אנרגיה באמצעות היתוך גרעיני. טמפרטורת וצפיפות הליבה הן ברמה המתאימה ליצור האנרגיה הנדרש לתמיכה ביתר הכוכב. ירידה ברמת יצור האנרגיה תגרום לקריסת המסה העוטפת את הכוכב, מה שיגביר את הטמפרטורה ואת הלחץ הנחוצים להיתוך. כמו כן, עליה ביצור האנרגיה תגרום להתפשטות הכוכב, ולהורדת הלחץ בליבה. כך מקיים הכוכב שיווי משקל הידרוסטטי עצמי, הנשמר ביציבות לאורך מסלול חייו על הסדרה הראשית. אסטרונומים מחלקים את הסדרה הראשית לחלקים עליונים ותחתונים, על סמך סוג תהליך ההיתוך בליבה. לכוכבים בחלק העליון של הסדרה הראשית יש די מסה על מנת להשתמש במחזור CNO כדי להתיך את המימן להליום. בתהליך זה נעשה שימוש בפחמן, חנקן וחמצן כמתווכים בתהליך ההיתוך. בחלק התחתון של הסדרה הראשית, האנרגיה מיוצרת באמצעות שרשרת פרוטון-פרוטון, המחבר ישירות אטומי מימן בסדרת שלבים כדי ליצור הליום. בטמפרטורת ליבה של 18 מיליון קלווין, שני תהליכי ההיתוך יעילים במידה שווה. זוהי טמפרטורת הליבה של כוכב בעל 1.5 מסות שמש. לפיכך, בחלק העליון של הסדרה הראשית מופיעים כוכבים בעלי מסה גדולה יותר. הגבול העליון המשוער של כוכב סדרה ראשית הוא 120–200 מסות שמש. הגבול התחתון המאפשר היתוך גרעיני הוא כ-0.08 מסות שמש. בשל הפרש הטמפרטורות בין הליבה ופני השטח, או הפוטוספירה, האנרגיה מועברת כלפי חוץ. שתי הדרכים להעברת האנרגיה הזאת הן קרינה והסעת חום. אזור קרינה, בו האנרגיה מועברת באמצעות קרינה, הוא יציב לעומת אזור הסעה, ויש בו מעט מאוד ערבוב של הפלסמה. מנגד, באזור הסעה האנרגיה מועברת באמצעות תנועה רחבה של פלסמה, כאשר חומר חם יותר עולה, וחומר קר יותר יורד. הסעה היא דרך יעילה יותר להעברת אנרגיה מאשר קרינה, אך היא יכולה להתרחש רק בתנאים היוצרים הפרש טמפרטורות גדול. בכוכבים מסיביים, קצב יצור האנרגיה באמצעות מחזור CNO רגיש מאוד לטמפרטורה, כך שההיתוך מתרכז ממש בליבה. כתוצאה מכך, נוצר הפרש טמפרטורה גדול בליבה, היוצר אזור הסעה, המאפשר העברה יעילה יותר של אנרגיה. ערבוב החומר מסביב לליבה מרחיק את ההליום מאזור בעירת המימן, ומאפשר ליותר מימן לעבור היתוך. האזורים החיצוניים של כוכב מסיבי מעבירים אנרגיה באמצעות קרינה, עם מעט או ללא שום הסעה. כוכבים מסוג A, בעלי מסה בינונית, כמו סיריוס, יכולים להעביר אנרגיה באמצעות קרינה בלבד. לכוכבים בעלי גודל בינוני ומסה נמוכה, כמו השמש, יש ליבה העמידה נגד הסעה, ואזור הסעה קרוב לפני השטח. מצב זה יוצר ערבוב של השכבות החיצוניות, אך בעירת מימן יעילה פחות. התוצאה הסופית היא בניית ליבה עשירה בהליום, המוקפת באזור עשיר במימן. לעומת זאת, כוכבים קרים וקטני מסה משתמשים בהסעה בלבד. ההליום המופק בליבה מתפזר בכוכב, דבר היוצר אטמוספירה אחידה יחסית. בעוד ההליום הבלתי-מותך מצטבר בליבה, ההפחתה בכמות המימן ליחידת מסה גורמת לירידה הדרגתית בקצב ההיתוך של אותה מסה. על מנת לפצות על כך, טמפרטורת ולחץ הליבה עולים באטיות, מה שגורם לעליה בקצב ההיתוך הכללי (כדי לתמוך בצפיפות הגדולה יותר של הכוכב הפנימי). דבר זה יוצר עליה יציבה בבהירות וברדיוס הכוכב לאורך זמן. כך, למשל, בהירות השמש הקדומה הייתה כ-70% בלבד מערכה הנוכחי. עליית הבהירות של כוכב משנה את מיקומו על דיאגרמת HR, עובדה המביאה להרחבת עקומת הסדרה הראשית היות שכוכבים נצפים בשלבים אקראיים במהלך החיים שלהם. כוכבי הסדרה הראשית לא ממוקמים על עקומה צרה בדיאגרמת HR. זאת, בעיקר בשל אי-הוודאות התצפיתית, המשפיעה בעיקר על מרחק הכוכב המדובר, אך גם בשל כוכבים בינאריים שטרם התגלו. למרות זאת, אף תצפיות מושלמות תובלנה לסדרה ראשית מעורפלת, מאחר שהמסה אינה הפרמטר היחידי של הכוכב. בנוסף לשינויים בהרכב הכימי - הן בשל המשאבים הראשוניים, והן בשל מצב התפתחותו הנוכחי של הכוכב - נוכחות של מלווה קרוב, סיבוב מהיר, שדה מגנטי, ועוד גורמים רבים אחרים, יכולים אף הם להזיז מעט כוכב על הסדרה הראשית. למשל, קיימים כוכבים העניים ביסודות בעלי מספר אטומי גבוה משל הליום, המכונים כוכבים דלי מתכת, הנמצאים בדיוק מתחת לסדרה הראשית. כוכבים אלה, המכונים גם תת-ננסים, מתיכים אף הם מימן בליבותיהם, וכך הם מציינים את הקצה התחתון של הערפול של הסדרה הראשית הנובע מהרכב כימי. אזור כמעט אנכי בדיאגרמת HR, המכונה רצועת אי היציבות, מאוכלס על ידי כוכבים משתנים פועמים. לכוכבים אלה בהירות המשתנה במרווחים קבועים, המקנה להם מראה פועם. הרצועה מצטלבת עם החלק העליון של הסדרה הראשית, באזור של כוכבים מטיפוס A ו-F, הנעים בין מסת שמש אחת לשתיים. עם זאת, כוכבי סדרה ראשית באזור זה חווים שינויים קטנים בלבד בבהירותם, הקשים להבחנה. משך הזמן אותו מבלה כוכב על הסדרה הראשית נשלט על ידי שני גורמים. כמות האנרגיה הכוללת אותה ניתן לייצר באמצעות היתוך גרעיני של מימן מוגבלת על ידי כמות המימן הזמין היכול להצרך בליבה. לכוכב בשיווי משקל, האנרגיה המיוצרת בליבה חייבת להיות לפחות שווה לאנרגיה הקורנת על פני השטח. מאחר שהבהירות מייצגת את כמות האנרגיה הנפלטת ליחידת זמן, ניתן להעריך בצורה ראשונית את תוחלת החיים הכוללת, כסך האנרגיה המיוצרת חלקי בהירות הכוכב. השמש שלנו מבלה על הסדרה הראשית מזה 4.6 מיליארד שנים בקירוב, ותמשיך לבלות עליה במשך עוד 5.4 מיליארד שנים, שתבאנה אותה לתוחלת חיים על הסדרה הראשית של 10 מיליארד שנים. לאחר שאספקת המימן בליבה תמוצה, היא תתפשט ותהפוך לענק אדום, ותתיך אטומי הליום ליצירת פחמן. היות שתוצר האנרגיה של תהליך היתוך ההליום ליחידת מסה הוא רק כעשירית מזה של תהליך היתוך המימן, שלב זה יימשך כ-10% בלבד מתוחלת החיים הפעילים של הכוכב. כך, בממוצע, כ-90% מהכוכבים הנצפים יהיו על הסדרה הראשית. בממוצע, כוכבי סדרה ראשית שומרים על יחסים אמפיריים של מסה לבהירות. בהירות ( L {\displaystyle {\begin{smallmatrix}L\end{smallmatrix}}} ) הכוכב קשורה בקירוב למסה הכוללת ( M {\displaystyle {\begin{smallmatrix}M\end{smallmatrix}}} ) לפי החוק הבא: L   ∝   M 3.5 {\displaystyle {\begin{smallmatrix}L\ \propto \ M^{3.5}\end{smallmatrix}}} כמות הדלק הזמין להיתוך גרעיני פרופורציונלית למסת הכוכב. כך, ניתן להעריך תוחלת החיים של כוכב על הסדרה הראשית באמצעות השוואתו לשמש: τ m s   ∼   10 10 years ⋅ [ M M ⨀ ] ⋅ [ L ⨀ L ]   =   10 10 years ⋅ [ M ⨀ M ] 2.5 {\displaystyle {\begin{smallmatrix}\tau _{ms}\ \sim \ 10^{10}{\text{years}}\cdot \left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]\cdot \left[{\frac {L_{\bigodot }}{L}}\right]\ =\ 10^{10}{\text{years}}\cdot \left[{\frac {M_{\bigodot }}{M}}\right]^{2.5}\end{smallmatrix}}} כאשר M {\displaystyle {\begin{smallmatrix}M\end{smallmatrix}}} ו- L {\displaystyle {\begin{smallmatrix}L\end{smallmatrix}}} הם מסת ובהירות הכוכב, בהתאמה, M ⨀ {\displaystyle {\begin{smallmatrix}M_{\bigodot }\end{smallmatrix}}} הוא מסת שמש, L ⨀ {\displaystyle {\begin{smallmatrix}L_{\bigodot }\end{smallmatrix}}} הוא בהירות השמש ו- τ m s {\displaystyle {\begin{smallmatrix}\tau _{ms}\end{smallmatrix}}} הוא תוחלת החיים המשוערת של הכוכב על הסדרה הראשית. זוהי תוצאה לא אינטואיטיבית, היות שלכוכבים מסיביים יותר יש יותר דלק לשרוף, לכן היינו מצפים שיהיו בעלי תוחלת חיים ארוכה יותר. במקום זאת, הכוכבים הקלים יותר, בעלי פחות מעשירית מסת שמש, יישארו על הסדרה הראשית יותר מטריליון שנים. עם זאת, עבור הכוכבים הכבדים ביותר, יחסי מסה-בהירות אלה מתאימים בצורה גסה לתוחלת החיים המשוערת, האורכת לפחות כמה מיליוני שנים. יצוג מדויק יותר יתן פונקציה שונה למגוון תחומי מסה. יחסי המסה-בהירות תלויים במידת יעילות העברת האנרגיה מהליבה לפני השטח. לאטימות רבה יותר יש השפעה מבודדת, השומרת יותר אנרגיה בליבה, כך שהכוכב לא צריך לייצר יותר מדי אנרגיה כדי לשמור על שיווי משקל הידרוסטטי. מנגד, אטימות נמוכה יותר משמעה אנרגיה הבורחת במהירות רבה יותר, כך שהכוכב צריך לשרוף יותר דלק על מנת להישאר בשיווי משקל. יש לשים לב, עם זאת, שאטימות גבוהה מספיק יכולה לגרום להעברת אנרגיה באמצעות הסעת חום, המשנה את התנאים הנחוצים לשמירה על שיווי המשקל. בכוכבי סדרה ראשית מסיביים מאוד, האטימות נשלטת על ידי פיזור אלקטרונים, שהוא כמעט קבוע ככל שעולה הטמפרטורה. כך הבהירות עולה רק בשלישית ממסת הכוכב. עבור כוכבים בעלי מסה פחותה מ-10 מסות שמש, האטימות תלויה בטמפרטורה, ולכן הבהירות משתנה בערך בחזקה הרביעית של מסת הכוכב. עבור כוכבים בעלי מסה נמוכה מאוד, מולקולות באטמוספירה תורמות אף הן לאטימות. מתחת לכ-0.5 מסות שמש, בהירות הכוכב משתנה בהתאם לחזקה ה-2.3 של המסה, מה שמשטח את שיפוע הגרף של מסה מול בהירות. אף התיקונים האלה הם הערכה בלבד, ויחסי המסה לבהירות יכולים להשתנות בהתאם להרכב הכוכב. ערך מורחב – התפתחות כוכב כאשר כוכב הסדרה הראשית מכלה את המימן שבליבתו, האובדן ביצור האנרגיה גורם להתחדשות הקריסה הכבידתית. המימן המקיף את הליבה מגיע לטמפרטורה וללחץ מספיקים להיתוך, וכך נוצרת קליפה של מימן בוער מסביב לליבת ההליום. כתוצאה משינוי זה, מתפשטת המעטפת החיצונית של הכוכב, והטמפרטורה בה יורדת, מה שהופך אותו לענק אדום. בנקודה זו הכוכב מתרחק מהסדרה הראשית ונכנס לענף הענקים (הדרך אותה עובר כעת הכוכב על-פני דיאגרמת HR נקראת מסלול התפתחות). ליבת ההליום של הכוכב ממשיכה לקרוס עד שהיא נתמכת לחלוטין על ידי לחץ של אלקטרונים מנוונים - תופעה קוונטית המגבילה את הדחיסה המרבית של חומר. עבור כוכבים בעלי יותר מ-0.5 מסות שמש, הליבה יכולה להגיע לטמפרטורה בה היא חמה מספיק על מנת שההליום יבער ויהפוך לפחמן באמצעות תהליך אלפא משולש. כאשר צביר של כוכבים נוצר בערך באותו הזמן, תוחלת החיים של הכוכבים האלה תהיה תלויה במסות האינדיבידואליות שלהם. הכוכבים המסיביים ביותר יעזבו את הסדרה הראשית ראשונים, ואחריהם יתר הכוכבים, בהתאם למסתם. כך, יתפתחו הכוכבים בהתאם למיקומם בסדרה הראשית, מהמסיביים ביותר משמאל, לכיוון צדה הימני של דיאגרמת HR. המיקום בו כוכבים בצביר עוזבים את הסדרה הראשית נקרא נקודת המפנה. כאשר תוחלת החיים על הסדרה הראשית של כוכבים בנקודה זו ידועה, ניתן להעריך את גיל הצביר. הטבלה שלהלן מציגה ערכים טיפוסיים לכוכבים לאורך הסדרה הראשית. ערכי הבהירות נראית ( L {\displaystyle {\begin{smallmatrix}L\end{smallmatrix}}} ), רדיוס ( R {\displaystyle {\begin{smallmatrix}R\end{smallmatrix}}} ) ומסה ( M {\displaystyle {\begin{smallmatrix}M\end{smallmatrix}}} ), יחסיים לשמש - כוכב ננס בעל סווג ספקטרלי של G2 V. הערכים הריאליים של כוכב יכולים להשתנות עד כדי 20-30% מהערכים המוצגים להלן. צבע עמודת טיפוס הכוכב מעניקה יצוג מוערך של צבעו הנראה של הכוכב, התלוי בטמפרטורה האפקטיבית של פני הכוכב. תהליך היתוך מימן מדיה וקבצים בנושא הסדרה הראשית בוויקישיתוף