כמה תוצאות חשובות נובעות מהטווח העצום של בהירות כוכבים. ניתן לראות למרחקים גדולים כוכבים בעלי בהירות גבוהה מאשר כוכבים בעלי בהירות נמוכה. בסקר של כוכבים בחלל בעל נפח מוגדר, אתם עשויים לגלות כי כוכבים זוהרים הם נדירים למדי. לעומת זאת, כוכבים זוהרים ניתן לראות ממרחקים גדולים יותר, לכן במרחקים גדולים הם מקבלים ייצוג יתר בסקרים. כך, הכוכבים הבוהקים לכאורה בשמי הלילה הם ענקים ועל-ענקים, בעוד שכוכבים קרובים ביותר הם כוכבי הסדרה ראשית או ננסים.
באדיבות teachastronomy
אורך החיים בסדרה הראשית נקבע על ידי כמות הדלק חלקי קצב צריכת הדלק. נערוך חישוב זה עבור השמש. השמש צורכת 2 × 1019 ק"ג של מימן בשנה. לכוכב בעל נגיהות (luminosity) הנמדדת ביחידות השמש, יש קצב צריכת דלק של 2 × 1019 L. מה לגבי כמות הדלק הזמין? המסה של השמש היא 2 × 1030 ק"ג, אבל לא כל המסה הזו זמינה עבור יצור דלק גרעיני. ההיתוך הגרעיני יכול להתרחש רק בליבה החמה המכילה 10% ממסת השמש, ולכן הדלק הזמין הוא 0.1 × 2 × 1030 = 2 × 1029 ק"ג. אם לכוכב יש מסה M ביחידות מסת השמש, הדלק זמין הוא 2 × 1029 M עכשיו יש לחלק את המסה בנגיהות כדי לקבל את משך החיים:
t = (2 × 1029 M) / (2 × 1019 L) = 1010 (M/L) years
עבור השמש, הערכים הם M = 1 ו- L = 1, כך שאנו מקבלים 10 מיליארד שנים. עבור כוכב כמו אלגול, בעל מסה של 4 מסות שמש ונגיהות פי 100 מזו של השמש, משך החיים בסדרה הראשית הוא 1010 (4/100) = 4×108 שנים. כוכב בעל מסה של 10M ונגיהות הגדולה פי 105 מזו של השמש, ישרוד בסדרה הראשית רק 1010(10/105) = 106 שנים. לכוכבים מסיביים יש חיים קצרים הרבה יותר בהשוואה למשך חיי השמש. ערכנו כמה אומדנים, כך שהדיוק אינו עולה על שתי ספרות משמעותיות.
הסדרה הראשית היא למעשה רצף של מסות כוכבים. כוכבים בעלי מסה גבוהה משתמשים בדלק הגרעיני שלהם בקצב מהיר הרבה יותר מאשר כוכבים בעלי מסה נמוכה. הקשר בין מסה לנגיהות בסדרה הראשית (ביחידות השמש) הוא L = M3.5. לכן, כוכב בסדרה הראשית בעל מסה של 20 פעמים מסת השמש זוהר פי 203.5 = 36,000 יותר מהשמש, כוכב שמסתו חצי ממסת השמש הוא בעל נגיהות הקטנה פי 0.52.5 = 0.088 מזו של השמש. מכיוון שהאבולוציה הכוכבית נקבעת על ידי מסה של כוכב, הגיוני להחליף את הנגיהות במשוואה לעיל:
t = 1010 (M/L) = 1010 (M/M3.5) = 1010 / M2.5 years
כדי להשתמש באותן שתי דוגמאות מלמעלה, אורך חייו של כוכב שמסתו גדולה פי 20 ממסת השמש הוא:
t = 1010 / 202.5 = 6 × 106 years
או 6 מיליון שנה, ואורך חייו של כוכב שמסתו מחצית ממסת השמש הוא:
t = 1010 / 0.52.5 = 5.7 × 1010 years
או 57 מיליארד שנים. אך אורך חיי היקום קטן מ- 57 מיליארד שנים, כך שכוכב בעל מסה הקטנה בחצי מזו של השמש מעולם לא עזב את הסדרה הראשית.
משך הזמן שבו כוכבים נמצאים בשלבים שונים של חייהם משתנה מאוד. לדוגמה, לכוכב בעל מסה כמו מסת השמש לקח כ- 30 מיליון שנים כדי להגיע אל הסדרה הראשית, והוא יבלה בה כ- 9 מיליארד שנים. לאחר מכן, השמש תשהה כמיליארד שנים בשל ענק אדום, ואז זמן רב מאוד תתקרר כננס לבן. כוכב שמסתו פי עשר ממסת השמש יבלה "רק" 10 מיליון שנים בסדרה הראשית ורק כמה שבועות במצב בהיר מאוד שלאחר התפוצצות סופרנובה. עבור כוכבים בכל מסה, קצב ההתרחשות של השלבים המאוחרים באבולוציה הולך ומתגבר, לאחר ייצור אנרגיה בקצב יציב בזמן שהותם בסדרה הראשית.
נניח שכוכבים נולדים סביבנו כל הזמן. ניתן להסתכל ולמצוא כוכבים בגיל העמידה וגם סמוך למותם. החלק היחסי של הכוכבים שתראה בכל שלב אבולוציוני יהיה שווה למשך חייהם באותו שלב. חשוב על המצב המקביל שבו נערך סקר אוכלוסייה בעיר ממוצעת: משווים את מספר התינוקות, הילדים, המבוגרים והקשישים. סביר כי בשלבים שמשכם קצר, כמו לידה ומוות ימצאו הרבה פחות כוכבים (אנשים) מאשר בגיל העמידה המקביל לסדרה הראשית.
אם כל כוכב כמו השמש יבלה בשלב ערפילית פלנטרית רק 1% ממשך חייו בסדרה הראשית, האסטרונומים יצטרכו לסקור 0.01 / 1 = 100 כוכבים כאלה כדי למצוא רק מקרה אחד, נדיר, של כוכב בשלב ערפילית פלנטרית. בדרך דומה, הם יצטרכו לסקור נפח המכיל מיליוני כוכבים בעלי מסה גבוהה כדי למצוא מקרה אחד של סופרנובה. כמובן, אם נוכל רק לחכות מספיק זמן, ניתן לצפות בכוכבים בעלי 10 או 20 מסות שמש שעזבו את הסדרה הראשית והתפוצצו. אבל אסטרונומים חייבים להסתפק ברגע קפוא במהלך ההיסטוריה של היקום. הדרך היחידה לראות את השלבים השונים של האבולוציה היא לצפות בדגימות גדולות של כוכבים, שבהן סטטיסטית ניתן לצפות בחלקים הנדירים של מחזור החיים. שוב, אנלוגיה אנושית, על מנת לראות אדם אחד בן 21, ניתן לחכות עד שאירוע זה יתרחש במשפחה אחת, או לסרוק מאות משפחות למצוא בן 21 ביותר קלות בשל נתונים סטטיסטיים טובים יותר, מפני שגודל המדגם הופך את האירוע המבוקש לסביר יותר.
Author: Chris Impey