כוכב מגיע לסדרה הראשית כאשר הוא מתחיל לייצר אנרגיה על ידי היתוך מימן בתגובות גרעיניות, המתרחשות עמוק בתוך הליבה שלו. לפני כן, הכוכב מייצר אנרגיה בעיקר על ידי התכווצות כבידתית המעלה את הטמפרטורה באזורים המרכזיים. כאשר הטמפרטורה של הכוכב עולה, גרעיני אטום בודדים נעים בסופו של דבר במהירות כה גבוהה כך שהם יכולים להתקרב מספיק (למרות הדחייה של הפרוטונים שלהם) כדי להתמזג יחדיו. אלה הן התגובות הגרעיניות של היתוך הפולטות חום ולחץ קרינה, שעוצר את ההתכווצות הכבידתית. בשלב זה נוצר שיווי משקל יציב לטווח ארוך, כל עוד הכוכב נמצא בסדרה הראשית. כאשר היתוך יחדל תתחדש הקריסה הכבידתית..
באדיבות וויקיפדיה
השמש מספקת לנו את התצוגה הקרובה ביותר של כוכב בסדרה ראשית. נזכיר כי הדיון המדעי על פני כדור הארץ תלוי בהבנת מקור האנרגיה של השמש. אי-אפשר להבין את היתוך הכוכבים ללא תורת הקוונטים של החומר. בפיזיקה הקלאסית, הכוח החשמלי שדוחה פרוטון אחד מהשני הוא מכשול שלא ניתן להתגבר עליו. אבל בתיאוריית הקוונטים, קיימת הסתברות סופית שהפרוטונים יתעלמו מהמכשול ויעברו היתוך. זוהי אמנם הסתברות קטנה אך היא מאפשרת לשמש לזרוח! מי פתר את הבעיה הקשה הזאת? החישובים נעשו בסוף שנות ה- 30 על ידי הנס בתה, פיסיקאי גרמני ממוצא יהודי שהיגר מגרמניה הנאצית והתקבל לעבודה באוניברסיטת קורנל. בתה לא רק הראה שניתן להוסיף פרוטונים כמו אבני הבניין כדי ליצור את גרעין ההליום, אלא שגם יסודות כבדים יותר יכולים לזרז את יצירת הליום ממימן. המאמר של בתה זכה בפרס מחברה מדעית, ובתה השתמש בכסף כדי לעזור לאמו להימלט מציפורני הנאצים. מאוחר יותר, זכתה אותה עבודה בפרס נובל.
בתרשים H-R, מערך דמיוני של כוכבים בעלי מסות שונות, שהגיעו זה עתה לסדרה הראשית והתחילו לצרוך מימן, נקרא למצב זה "סדרה ראשית בגיל אפס". חישובים מראים כי אם נניח לקבוצה של כוכבים בגיל אפס להתפזר לפי המסה שלהם בדיאגרמה H-R הם יצרו קו. אך כאשר אסטרונומים מודדים את המאפיינים של כוכבים אמתיים, הסדרה הראשית בתרשים H-R יצרת פס בעל רוחב ולא קו דקיק. הסדרה הראשית מתרחבת כי היא מכילה כוכבים בגילאים שונים, אשר שהפכו כמות שונה של המימן להליום. לכן יש להם מבנים שונים במקצת ומיקום שונה במקצת בדיאגרמת H-R. ככל שגיל הכוכבים גדל, הם הופכים לזוהרים קצת יותר וחמים קצת פחות.
לאחר שכוכב מגיע לסדרה הראשית בגיל אפס, הוא מתחיל את חייו ככוכב אמיתי, ומתרחשת סדרה ארוכה של תגובות גרעיניות שונות. במהלך כל תגובה כזו, כמויות זעירות של חומר מומרות לאנרגיה, על פי עקרון השוויון שבין מסה לאנרגיה, שקבע איינשטיין בתחילת המאה ה- 20. תגובות גרעיניות אלה מספקות את החום והאור של הכוכב. יש להדגיש את הסיבה הבסיסית להתפתחות הכוכבים: תגובות גרעיניות ההופכות יסודות קלים ליסודות כבדים יותר, ובכך משנות את הרכב הכוכבים ואת קצב ייצור האנרגיה שלהם; שינוי הרכב הכוכב גורם בתורו לשינוי במבנה הכוכב. במובן הכללי, התחושה שיש לנו שכוכבים הם כמו נורות בשמים היא תחושה מטעה. העסק העיקרי של כוכב הוא יצירת יסודות כבדים על ידי היתוך; האור שאנו רואים הוא רק תוצר לוואי של התגובות הגרעיניות.
משך חייהם של כוכבים בסדרה הראשית משתרע על מנעד גדול של גלאים. בגלקסיה המכילה כמאה מיליארד כוכבים ניתן להבחין בין שנתי אוכלוסיות. כוכבים שמסתם גדולה מאד, פי כ- 100 ממסת השמש. כוכבים אלה ישהו בסדרה הראשית רק זמן קצר יחסית – עשרות מיליוני שנים. מאידך קיימים בגלקסיה כוכבים רבים שמסתם קטנה, מסדר גודל של 0.1 מסת שמש, הם ישהו בסדרה הראשית כ- 100 מיליארד שנים. בגלקסיה שגילה מיליארדי שנים מבחינים בין שתי אוכלוסיות כוכבים. כוכבים צעירים – כוכבי אוכלוסייה I – המופיעים בזרועות ובמישור הגלקסיה. אלו כוכבים מסיביים בעלי טמפרטורות גבוהות ומכילים גם כמות רבה של מתכות. מאידך "כוכבים זקנים" – כוכבי אוכלוסייה II הפרוסים ברחבי הגלקסיה כולה ובהילה המקיפה אותה (בגלקסיות ספיראליות) שכמות המתכות בהן קטנה.
Author: Chris Impey