למה סוגים מובחנים של כוכבים – כוכבי הסדרה הראשית, הענקים והננסים הלבנים – נמצאים במקומות שונים בדיאגרמת H-R? התשובה הפשוטה היא שלכוכבים יש מסות שונות. כוכבי סדרה ראשית בעלי מסה גדולה חמים יותר, בהירים יותר וגדולים יותר מכוכבי סדרה ראשית בעלי מסה קטנה. האם יש קשר פשוט בין המסה לנגיהות? איך מתפתחים כוכבים בחלקים שונים של דיאגרמת H-R? האם סוג אחד של כוכב יכול להפוך לסוג אחר? האסטרונומים משתמשים בדיאגרמת H-R ככלי אבחון, שבמרכזו הסדרה הראשית.
חלק גדול מהמחקר השיטתי של תכונות הכוכבים התחיל באסטרופיזיקאי האנגלי ארתור אדינגטון בשנות העשרים של המאה ה-20, ומדענים אחרים המשיכו אותו עד שנות החמישים. אדינגטון הראה שאותן שתי השפעות מנוגדות שפועלות בשמש מתחרות זו בזו בכל כוכב: הכבידה מושכת את הגז של הכוכב פנימה, ולחץ הגז דוחף החוצה. זה עקרון שיווי המשקל ההידרוסטטי: בכל כוכב יציב, הכוחות האלה מאוזנים בכל נקודה בכוכב. הכבידה הפנימית של כוכב נקבעת לפי המסה שלו, ולכן המסה היא תכונה יסודית של כוכב, אף שקשה למדוד אותה ישירות.
כשכוכב מתכווץ בכוח הכבידה, נוצר חום. כוכב יציב בסדרה הראשית הוא כוכב שהתכווץ עד שפנימו התחמם מספיק כדי שיתחילו תגובות גרעיניות בין אטומי מימן. בשלב הזה הפנים נעשה מקור חום יציב, שמקרין אור ויוצר לחץ החוצה שמאזן את משיכת הכבידה פנימה. מה שהיה כדור גז מתכווץ נעשה כוכב בגודל קבוע, שנשלט על ידי שחרור האנרגיה בפנים. כל כוכבי הסדרה הראשית הופכים מימן להליום בתהליך ההיתוך: מקור האנרגיה העיקרי בפנים כוכב בסדרה הראשית הוא תגובות גרעיניות שצורכות מימן. במובן הזה, כל כוכבי הסדרה הראשית דומים לשמש. אבל כוכבי סדרה ראשית יכולים להיות בעלי נגיהות גדולה פי מיליון משל השמש, או קטנה ממנה פי עשרת אלפים. האסטרונומים צריכים להסביר את הטווח המדהים הזה של תפוקות אנרגיה בסדרה הראשית.
מאחר שכוכבים נוצרים עם מלאי עצום של מימן, הם נשארים יציבים על הסדרה הראשית, בגודל קבוע, זמן רב יחסית. אילו כוכב יציב היה מתנפח כמו במטה קסם, הגז שלו היה מתקרר, התגובות הגרעיניות היו נחלשות והלחץ החוצה היה קטן – והשכבות החיצוניות היו חוזרות למצבן המקורי. ואילו היה נדחס כמו במטה קסם, פנימו היה נעשה צפוף יותר, התגובות היו מתגברות, הלחץ החוצה היה גדל, והכוכב היה מתנפח בחזרה. כוכב בסדרה הראשית נוטה להישאר במצב יציב, בזכות שיווי המשקל ההידרוסטטי שקיים בכל נקודה בו. שיווי המשקל ההידרוסטטי פועל כמו "תרמוסטט" של הכוכב – משוב שלילי, שמרסן שינויים ושומר על יציבות הכוכב. הכוכב יישאר יציב כל עוד ההרכב הפנימי שלו וקצב הפקת האנרגיה בו נשארים קבועים.
חישובים שמבוססים על הרעיונות האלה גילו קשר בין מסה לנגיהות בכוכבי הסדרה הראשית. לכוכב שמתיך מימן ומסתו גדולה משל השמש יש נגיהות וטמפרטורת פני שטח גבוהות משל השמש, ולכן בדיאגרמת H-R הוא נמצא משמאל לשמש ומעליה. באופן דומה, כוכב בעל מסה קטנה יותר נמצא מימין לשמש ומתחתיה. לכן הכוכבים האלה נמצאים לאורך קו בדיאגרמת H-R – הסדרה הראשית. כך מוסברת הסדרה הראשית: קבוצת הכוכבים במסות שונות שהגיעו למבנה יציב, ומפיקים אנרגיה בצריכת מימן בתגובות גרעיניות.
מבחינה מתמטית, הנגיהות של כוכב פרופורציונלית, בקירוב, למסה שלו בחזקת 3.5. ביחידות של השמש: L = M3.5. זה קשר תלול מאוד, כפי שיראו כמה דוגמאות. לכוכב שמסתו גדולה פי חמישה משל השמש תהיה נגיהות של 53.5 = 5 × 5 × 5 × √5 ≈ 280 שמשות. ולהפך, לכוכב שמסתו עשירית בלבד ממסת השמש תהיה נגיהות של 0.13.5 = 0.1 × 0.1 × 0.1 × √0.1 ≈ 1/3,160 משל השמש. כוכבים מסיביים הם כמו מגדלורים עוצמתיים, וכוכבים קלים – כמו פנסי כיס עלובים. למה הנגיהות תלויה כל כך במסה? מסה גדולה יותר פירושה טמפרטורה גבוהה בהרבה בליבה. הנגיהות של הכוכב תלויה באופן שבו הקרינה מפעפעת החוצה מהאזורים המרכזיים החמים, כששיווי המשקל ההידרוסטטי מתקיים בכל נקודה. התוצאה של החישובים האלה היא נגיהות שתלויה מאוד בטמפרטורה, ולכן במסה. ומעניין: מנגנון הפקת האנרגיה כמעט אינו משחק תפקיד בחישוב הזה. זו הסיבה שאסטרופיזיקאים כמו ארתור אדינגטון יכלו להבין את הסדרה הראשית עוד לפני שפותחה תורת ההיתוך!
אפשר לסכם את עיקר התכונות של כוכבי הסדרה הראשית כך:
• כוכבי הסדרה הראשית הופכים מימן להליום בהיתוך גרעיני.
• כוכבי הסדרה הראשית יציבים, והמבנה הפנימי שלהם נשלט על ידי עקרון שיווי המשקל ההידרוסטטי.
• כוכבי סדרה ראשית בעלי מסה גדולה גדולים יותר ובעלי נגיהות גדולה יותר, והפוטוספירות שלהם חמות יותר, מאשר כוכבי סדרה ראשית בעלי מסה קטנה.
• הסדרה הראשית בדיאגרמת H-R היא רצף של מסות, והנגיהות קשורה למסה בקירוב לפי L = M3.5.
• כל כוכבי הסדרה הראשית נמצאים בשלב הראשון של התפתחות הכוכבים – השלב שבין היווצרות הכוכב לבין סוף היתוך המימן בליבה.
בדיאגרמת H-R, המסה והנגיהות עולות ברציפות כשעולים לאורך הסדרה הראשית. עכשיו אפשר לעקוב אחרי שרשרת ההיגיון שמסבירה את הסדרה הראשית: לכוכבים מסיביים יותר יש כבידה חזקה יותר, שיוצרת טמפרטורות גבוהות יותר בפנים הכוכב. הטמפרטורה הגבוהה יותר, והאופן שבו האנרגיה מועברת החוצה, נותנים גם נגיהות גבוהה יותר וגם טמפרטורת פני שטח גבוהה יותר. (אותו היגיון אינו חל על כוכבים שמחוץ לסדרה הראשית: המיקום של כוכב בחלקים אחרים של דיאגרמת H-R אינו מדד פשוט למסה שלו. במילים אחרות, בענקים, בעל-ענקים ובננסים לבנים, הפקת האנרגיה, ההרכב או העברת האנרגיה אינם בדיוק כמו בכוכבי הסדרה הראשית).
מפקד של כוכבי הסדרה הראשית מראה שלרובם מסה קטנה משל השמש. סיבה אחת לכך היא שתהליך היווצרות הכוכבים נוטה ליצור הרבה יותר כוכבים בעלי מסה קטנה מכוכבים בעלי מסה גדולה. סיבה אחרת היא שמשך החיים של כוכב בסדרה הראשית מתארך מאוד ככל שהמסה שלו קטנה – כוכבים קלים חיים הרבה יותר מכוכבים כבדים.
→ הסעיף הקודם: 12.22 כוכבים בגדלים שונים | הסעיף הבא: 12.24 מבנה הכוכבים ←