Главная последовательность: различия между версиями

Интерактивная навигация по истории

[непроверенная версия]

← Предыдущая правка Следующая правка →

Содержимое удалено Содержимое добавлено

ВизуальныйВики-текст

Линейный

Версия от 23:05, 26 марта 2020

Главная последовательность — область на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, содержащая звёзды, источником энергии которых является термоядерная реакция синтеза гелия из водорода. На главной последовательности находится абсолютное большинство звёзд, в частности, Солнце.

Главная последовательность расположена примерно на диагонали диаграммы Герцшпрунга — Рассела и проходит из её верхнего левого угла (высокие светимости, ранние спектральные классы) в правый нижний угол (низкие светимости, поздние спектральные классы).

История открытия

К началу XX века астрономы стали получать всё больше информации о типах звёзд и расстоянии до них. В частности, развивалась спектроскопия, что позволило искать закономерности в звёздных спектрах и классифицировать их. Наконец, к 1901 году Пикеринг и Кэннон, работавшие в Гарвардской обсерватории, разработали и опубликовали метод классификации звёзд, который, с некоторыми изменениями, используется до сих пор^[1].

В 1906 году датский астроном Эйнар Герцшпрунг заметил, что самые красные звёзды — спектральных классов K и M — делятся на две группы по светимости: одни значительно ярче Солнца, а другие значительно тусклее. Эти классы были названы соответственно «гигантами» и «карликами». В следующем году он изучал звёздные скопления: это было удобно, так как звёзды одного скопления находятся почти на одном расстоянии от Земли. Он опубликовал диаграммы «цвет-светимость», в которых везде обнаруживалась последовательность (именно она стала главной последовательностью) звёзд от красных и тусклых до голубых и ярких^[2].

В Принстонском университете, независимо от Герцшпрунга, примерно то же самое исследовал Генри Норрис Рассел. Он составлял подобные диаграммы, но не для отдельных скоплений, а для различных звёзд, делая поправку на их расстояние, чтобы получить абсолютную звёздную величину. Он получил похожие результаты и выяснил, что для звёзд-карликов по их спектральному классу можно с достаточной точностью оценивать светимость^[3].

Сам термин «диаграмма Герцшпрунга — Рассела» появился позже, благодаря датскому астроному Бенгту Стрёмгрену: в 1933 году он предложил так называть диаграмму «спектр-светимость»^[4].

С развитием теории эволюции звёзд в 1930-х годах было доказано, что радиус и светимость звезды зависят от её массы и химического состава, если звезда химически однородна. Это утверждение стало называться теоремой Вогта — Расселла, хотя оно и не является теоремой в строгом смысле слова^[5].

В 1943 году была Морган и Кинан разработали немного улучшенную схему классификации звёзд, по сравнению с Гарвардской: дополнительно она включала в себя класс светимости от I до V, и главной последовательности соответствовал класс V^[6].

Терминология

Звёзды главной последовательности иногда называют «звёздами-карликами»^[7]^[8], однако, такое название сложилось исторически и иногда приводит к путанице. Хотя красные, оранжевые и жёлтые звёзды главной последовательности и правда значительно меньше других звёзд того же цвета, и потому называются «карликами», для белых и голубых звёзд это неверно: звёзды главной последовательности этих спектральных классов гораздо меньше отличаются от «гигантских», а для самых горячих звёзд разница и вовсе незаметна. Такие звёзды различают по их спектрам: у звёзд, сошедших с главной последовательности и находящихся на ней, различаются линии поглощения^[9]. Более того, термины «белый карлик» и «голубой карлик» вообще не относятся к звёздам главной последовательности: первый относится к остаткам звёзд, прошедших стадию красного гиганта, а второй — к гипотетическому классу звёзд, в которые превращаются маломассивные красные карлики^[10]^[11].

Формирование и эволюция звёзд

Звёзды попадают на главную последовательность после стадии гравитационного сжатия. Момент, когда мощность излучения звезды сравнивается с мощностью термоядерных реакций внутри неё (то есть, когда энергия перестаёт вырабатываться за счёт сжатия), считается моментом попадания звезды на главную последовательность. Считается, что в этот момент у звезды нулевой возраст, и область, где расположены такие звёзды, называется начальной главной последовательностью или главной последовательностью нулевого возраста. Она расположена в нижней части наблюдаемой главной последовательности^[12]^[13]^[14].

Параметры звёзд

Радиусы, массы, светимости и температуры звёзд главной последовательности варьируются в довольно широком диапазоне. Однако, эти величины тесно связаны.

В приближении, что звезда является абсолютно чёрным телом, светимость пропорциональна квадрату радиуса и четвёртой степени температуры по закону Стефана — Больцмана^[15]:

L=4\pi R^{2}\sigma T^{4},

где T — температура поверхности, а σ — постоянная Стефана — Больцмана.

Масса и светимость связаны одноимённым соотношением с кусочно-заданным степенным законом.

Наконец, радиус зависит от массы, в нулевом приближении, линейно: как можно видеть из таблицы, при увеличении массы на 2,5 порядка радиус увеличивается примерно на 2 порядка. Но, для звёзд тяжелее Солнца, более точным выражением будет R ∝ M^0.78^[16].

Максимальная масса устойчивых звёзд главной последовательности — 120–200M_☉^[17]. При большей массе звезда просто не успевает излучать энергию, которую производит, и поэтому будет терять массу, выбрасывая вещество в открытый космос, пока не станет стабильной^[18]. Нижний предел массы — 0,08 M_☉ или примерно 80 масс Юпитера — при меньшей массе звезда не сможет поддерживать термоядерные реакции и будет являться коричневым карликом, а не звездой^[19].

Звёзды главной последовательности при формировании состоят в основном из водорода (71% массы) и гелия (27% массы). Со временем доля гелия и тяжёлых элементов увеличивается^[20].

Примеры

В таблице приведены характеристики различных звёзд главной последовательности. Значения радиуса, массы и светимости даны относительно Солнца.

Параметры звёзд главной последовательности^[21]
Спектральный класс	Радиус	Масса	Светимость	Температура	Примеры^[22]^[23]
Спектральный класс	R/R_⊙	M/M_⊙	L/L_⊙	K	Примеры^[22]^[23]
O6	18	40	500000	38000	Тета¹ Ориона C
B0	07,4	18	020000	30000	Фи¹ Ориона
B5	03,8	06,5	000,800	16400	Пи Андромеды A
A0	02,5	03,2	000,080	10800	Альфа Северной Короны A
A5	01,7	02,1	000,020	08620	Бета Живописца
F0	01,3	01,7	000,006	07240	Гамма Девы
F5	01,2	01,3	000,002,5	06540	Эта Овна
G0	01,05	01,10	000,001,26	05920	Бета Волос Вероники
G2	01.00	01.00	000,001.00	05780	Солнце^{[note 1]}
G5	00,93	00,93	000,000,79	05610	Альфа Столовой Горы
K0	00,85	00,78	000,000,40	05240	70 Змееносца A
K5	00,74	00,69	000,000,16	04410	61 Лебедя A
M0	00,68	00,52	000,000,072	03800	Глизе 338 A
M5	00,32	00,21	000,000,0079	03120	EZ Водолея A
M8	00,13	00,10	000,000,0008	02660	VB 10

Энерговыделение

Все звёзды главной последовательности имеют плотное и разогретое ядро, в котором происходят термоядерные реакции, а именно, синтез гелия из водорода. Из-за этого они находятся в гидростатическом равновесии, которое является устойчивым: если энерговыделение в ядре увеличится, то звезда расширится и давление в ядре упадёт, и наоборот. Несмотря на это, между звёздами главной последовательности есть некоторые качественные отличия. От массы звезды зависит, как именно происходит синтез гелия: у звёзд легче 1,5 M_☉ практически вся энергия выделяется за счёт протон-протонного (p-p) цикла, а у более массивных звёзд — за счёт CNO-цикла.

Дело в том, что при увеличении массы звезды увеличивается и температура в её ядре, а от неё, в свою очередь, зависит частота термоядерных реакций (а следовательно, и мощность энерговыделения). Причём для p-p цикла мощность пропорциональна T⁴, а для CNO-цикла — T¹⁷. И хотя при низких температурах p-p цикл производит гораздо больше энергии, при температуре 18 миллионов K (соответствующей 1,5 M_☉) циклы сравниваются в эффективности, а при большей температуре CNO-цикл выделяет больше энергии. Например, у Солнца, при температуре ядра около 16 миллионов K, CNO-цикл обеспечивает только 1,5% выделяемой энергии^[24]^[25].

Строение

У звёзд с массами больше 1,5 M_☉ в ядре происходит конвекция, а во внешних слоях энергия передаётся тепловым излучением. При уменьшении массы появляется область конвекции у поверхности звезды, то есть, в некотором диапазоне масс звезда имеет две зоны конвекции. При массе 1,15 M_☉ конвекция в ядре полностью исчезает, то есть, внешние слои остаютсятся конвективными, а внутренние слои и ядро становятся зоной лучистого переноса. При дальнейшем уменьшении массы зона лучистого переноса уменьшается и при массе в 0,35 M_☉ полностью исчезает. От этого, в свою очередь, зависит, будет ли гелий концентрироваться в её ядре или равномерно распределяться по объему, что тоже влияет на дальнейшую эволюцию^[25]^[26]^[27].

Вариации температур и светимостей

Как уже говорилось, характеристики звёзд зависят не только от массы.

Со временем, при сгорании водорода, в ядре образуется гелий, с которым на стадии главной последовательности не проходят никакие термоядерные реакции. Водорода в ядре остаётся меньше, из-за чего снижается темп реакций и давление, и звезда постепенно сжимается, что увеличивает давление в ядре, и, следовательно, энерговыделение, температуру поверхности и светимость^[28]^[29]. Например, в начале жизни светимость Солнца составляла только 70% от современной^[30]. То есть, со временем, ещё до схода с главной последовательности, звезда меняет своё положение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, что обеспечивает некоторую толщину главной последовательности на ней^[31].

Аномальные явления, такие, как влияние другой звезды^[32], быстрое вращение^[33] или наличие магнитного поля также могут повлиять на смещение звезды относительно главной последовательности. Звёзды с низкой металличностью, звёздная величина которых из-за этого на 1,5–2^m слабее, вообще выделяются в отдельный тип, называемый субкарликами^[34]. Наконец, существуют переменные звёзды типа Дельты Щита или Беты Цефея, которые с маленьким периодом меняют своё положение на диаграмме^[35].

Время нахождения на главной последовательности

Общее количество энергии, которое звезда сможет произвести синтезом гелия из водорода, ограничено, в первую очередь, количеством водорода. Если звезда находится в равновесии, то она должна излучать столько же энергии, сколько и вырабатывает, а значит, в первом приближении можно оценить время нахождения на главной последовательности, поделив общий запас энергии в виде водорода на светимость. Например, для Солнца этот период составит порядка 10¹⁰ лет^[36].

Для диапазона масс 2 M_☉ < M < 20 M_☉, зависимость масса — светимость выглядит как $L\ \propto \ M^{3,5}$ ^[37]. То есть, время нахождения на главной последовательности связано с массой как

$t\propto M^{-2,5}$ . Значит, более тяжёлые звёзды раньше сходят с главной последовательности и меньше живут. Так как для звёзд тяжелее 20 M_☉ зависимость светимости от массы становится линейной, срок их жизни перестаёт уменьшаться с ростом массы, но составляет всего 3,5 миллиона лет, что очень мало с астрономической точки зрения, а самые маломассивные звёзды могут жить порядка 10 триллионов лет^[38]^[39].

Эта особенность позволяет определять возраст звёздных скоплений, так как в них звёзды образовались одновременно. Если построить диаграмму Герцшпрунга — Рассела для звёздного скопления, то главная последовательность будет ограничена слева и будет переходить в ветвь субгигантов — скопление живёт уже достаточно времени, чтобы самые массивные звёзды сошли с главной последовательности. Таким образом, возраст скопления равен времени нахождения на главной последовательности для звёзд на точке изгиба^[40].

Дальнейшая эволюция

Когда звезда расходует свой запас водорода, сжатие и нагревание звезды продолжается, и она постепенно уходит с главной последовательности. В некоторый момент температура в ядре повышается настолько, что водород начинает сгорать и в оболочке ядра. Звезда попадает, довольно ненадолго, на ветвь субгигантов, после чего ядро разогревается еще сильнее и в ней начинается горение гелия — термоядерная реакция, в которой три ядра гелия превращаются в ядро углерода. Водородная оболочка ядра значительно увеличивается в размерах, звезда охлаждается (но из-за увеличившихся размеров её светимость возрастает), и звезда на какое-то время становится красным гигантом, у которого основным источником энергии является тройная гелиевая реакция^[41]^[42]^[43].

Удельное энерговыделение этого процесса примерно в 10 раз меньше, чем у синтеза гелия из водорода, а светимость красных гигантов значительно больше светимости звёзд главной последовательности. Поэтому стадия красного гиганта длится значительно меньше времени: например, ожидается, что для Солнца стадия горения водорода займёт 12 миллиардов лет, а стадия горения гелия — только 130 миллионов^[44]^[45].

Таким образом, у большинства звёзд стадия горения водорода занимает большую часть времени их жизни, а срок жизни красных карликов превышает возраст Вселенной. Поэтому абсолютное большинство, до 90% звёзд, находится на главной последовательности^[38].

Наконец, красные гиганты завершают своё существование сбросом оболочки, что наблюдается как планетарная туманность, и превращением в белый карлик^[46].

Наиболее массивные звёзды становятся не гигантами, а сверхгигантами: температура в их ядрах быстро позволяет запустить тройную гелиевую реакцию, а затем и синтез более тяжёлых элементов. В итоге их ядра коллапсируют, в результате чего происходит взрыв сверхновой, и в зависимости от массы, образуется нейтронная звезда или чёрная дыра^[47].

Для маломассивных красных карликов наблюдательных данных нет по той причине, что срок их нахождения на главной последовательности больше возраста Вселенной, однако, предполагается, что по мере расходования водорода эти звёзды сжимаются и нагреваются, становясь голубыми карликами^[11].

Примечания

↑ Longair, Malcolm S. The Cosmic Century: A History of Astrophysics and Cosmology (англ.). — Cambridge University Press, 2006. — P. 25–26. — ISBN 978-0-521-47436-8.
↑ Twentieth Century Physics / Brown, Laurie M.; Pais, Abraham^[англ.]^*; Pippard, A. B.^[англ.]. — Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics, 1995. — С. 1696. — ISBN 978-0-7503-0310-1.
↑ Russell, H. N. "Giant" and "dwarf" stars (англ.) // The Observatory^[англ.]. — 1913. — Vol. 36. — P. 324—329. — Bibcode: 1913Obs....36..324R.
↑ Strömgren, Bengt. On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1933. — Vol. 7. — P. 222—248. — Bibcode: 1933ZA......7..222S.
↑ Alfred Gautschy. The theorem that was none - I. Early history // CBmA Liestal & ETH-Bibliothek.
↑ Morgan, W. W.; Keenan, P. C.; Kellman, E. An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification (англ.). — Chicago, Illinois: The University of Chicago press, 1943.
↑ The Hertzsprung Russell Diagram (неопр.).
↑ The Hertzsprung-Russell Diagram (неопр.).
↑ Moore, Patrick. The Amateur Astronomer. — Springer, 2006. — ISBN 978-1-85233-878-7.
↑ Белые карлики и нейтронные звезды (неопр.).
↑ ¹ ² Adams, F. C.; Bodenheimer, P.; Laughlin, G. M dwarfs: planet formation and long term evolution (неопр.). Astronomische Nachrichten.
↑ Zero Age Main Sequence (неопр.).
↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D. (1999), Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Astronomy and Astrophysics Library, Springer Science & Business Media, p. 39, ISBN 978-0387941387
↑ Clayton, Donald D. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. — University of Chicago Press, 1983. — ISBN 978-0-226-10953-4.
↑ Origin of the Hertzsprung-Russell Diagram (неопр.). University of Nebraska. Дата обращения: 6 декабря 2007.
↑ A course on stars' physical properties, formation and evolution (неопр.). University of St. Andrews. Дата обращения: 18 мая 2010.
↑ Oey, M. S.; Clarke, C. J. (2005). "Statistical Confirmation of a Stellar Upper Mass Limit". The Astrophysical Journal. 620 (1): L43—L46. arXiv:astro-ph/0501135. Bibcode:2005ApJ...620L..43O. doi:10.1086/428396.
↑ Ziebarth, Kenneth (1970). "On the Upper Mass Limit for Main-Sequence Stars". Astrophysical Journal. 162: 947—962. Bibcode:1970ApJ...162..947Z. doi:10.1086/150726.
↑ Karttunen, Hannu. Fundamental Astronomy. — Springer, 2003. — ISBN 978-3-540-00179-9.
↑ Irwin, Judith Ann. Astrophysics: Decoding the Cosmos. — ISBN 978-0-470-01305-2.
↑ Zombeck, Martin V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics. — 2nd. — Cambridge University Press, 1990. — ISBN 978-0-521-34787-7.
↑ SIMBAD Astronomical Database (неопр.). Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Дата обращения: 21 ноября 2008.
↑ Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike (2005). "Stars within 15 Parsecs: Abundances for a Northern Sample". The Astronomical Journal. 129 (2): 1063—1083. Bibcode:2005AJ....129.1063L. doi:10.1086/427250.
↑ Main Sequence Stars (неопр.).
↑ ¹ ² Main-Sequence Stars (неопр.).
↑ Строение звёзд главной последовательности (неопр.). Астронет.
↑ Pavel Kroupa. The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems (англ.) // Science. — 2002.
↑ Киппенхан Р. 100 миллиардов солнц: рождение, жизнь, и смерть звёзд. — Мир. — Москва, 1990.
↑ Clayton, Donald D. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. — University of Chicago Press, 1983. — ISBN 978-0-226-10953-4.
↑ Gough, D. O. (1981). "Solar interior structure and luminosity variations". Solar Physics. 74 (1): 21—34. Bibcode:1981SoPh...74...21G. doi:10.1007/BF00151270.
↑ Padmanabhan, Thanu. Theoretical Astrophysics. — Cambridge University Press, 2001. — ISBN 978-0-521-56241-6.
↑ Tayler, Roger John. The Stars: Their Structure and Evolution. — Cambridge University Press, 1994. — ISBN 978-0-521-45885-6.
↑ Sweet, I. P. A.; Roy, A. E. (1953). "The structure of rotating stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 113 (6): 701—715. Bibcode:1953MNRAS.113..701S. doi:10.1093/mnras/113.6.701.
↑ Ken Croswell, The Alchemy of the Heavens, (New York: Oxford UP, 1995), 87.
↑ Переменные звёзды (неопр.).
↑ Stellar evolution on the main sequence (неопр.).
↑ Mass-Luminosity Relationship (неопр.).
↑ ¹ ² Главная последовательность (неопр.).
↑ Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. The End of the Main Sequence // The Astrophysical Journal.
↑ Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 441. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
↑ Шкловский И.С. Вселенная, жизнь, разум. — 6-е. — Москва: Наука, 1987.
↑ Leo Girardi, Alessandro Bressan, Gianpaolo Bertelli, Cesare Chiosi. Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: from 0.15 to 7 M_sun, and from Z=0.0004 to 0.03 // Astronomy & Astrophysics.
↑ Эволюция звезд после главной последовательности (неопр.).
↑ Prialnik, Dina. An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. — Cambridge University Press, 2000. — ISBN 978-0-521-65937-6.
↑ Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert (May 2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155—163. arXiv:0801.4031. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.
↑ Post-Main Sequence Stars (неопр.).
↑ Stellar structure and evolution (неопр.).

Литература

Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. — 3-е изд. — М.: Наука, 1984. — 384 с. — 100 000 экз.
Главная последовательность / Юнгельсон Л. Р. // Физика космоса: Маленькая энциклопедия / Редкол.: Р. А. Сюняев (Гл. ред.) и др. — 2-е изд. — М. : Советская энциклопедия, 1986. — С. 215—216. — 783 с. — 70 000 экз.
Arnett, David. Supernovae and Nucleosynthesis. — Princeton: Princeton University Press, 1996.
Bahcall, John N. Neutrino Astrophysics. — Cambridge: Cambridge University Press, 1989.
Essays in Nuclear Astrophysics / Barnes, C. A.; Clayton, D. D.; Schramm, D. N.. — Cambridge: Cambridge University Press, 1982.
Bowers, Richard L.; Deeming, Terry. Astrophysics I: Stars. — Boston: Jones and Bartlett^[англ.], 1984.
Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. An Introduction to Modern Astrophysics. — San Francisco: Person Education Addison-Wesley, 2007. — ISBN 978-0-8053-0402-2.
Chandrasekhar, S.^[англ.]. An Introduction to the study of stellar Structure (англ.). — New York: Dover, 1967.
Clayton, Donald D. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis (англ.). — Chicago: University of Chicago, 1983.
Cox, J. P.; Giuli, R. T. Principles of Stellar Structure. — New York City: Gordon and Breach, 1968.
Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia. Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Second Edition (англ.). — New York: Springer-Verlag, 2004.
Kippenhahn, Rudolf; Weigert, Alfred. Stellar Structure and Evolution. — Berlin: Springer-Verlag, 1990.
Novotny; Eva. Introduction to Stellar Atmospheres and Interior (англ.). — New York City: Oxford University Press, 1973.
Padmanabhan, T. Theoretical Astrophysics. — Cambridge: Cambridge University Press, 2002.
Prialnik, Dina. An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution (англ.). — Cambridge: Cambridge University Press, 2000.
Shore, Steven N. The Tapestry of Modern Astrophysics. — Hoboken: John Wiley and Sons, 2003.

Ссылки

Bahcall, John N.; Pinsonneault, M.H.; Basu, Sarbani. Solar Models: Current Epoch and Time Dependences, Neutrinos, and Helioseismological Properties (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2001. — Vol. 555. — P. 990—1012. — doi:10.1086/321493. — arXiv:astro-ph/0010346.
Chabrier, Gilles; Baraffe, Isabelle. Theory of Low-Mass Stars and Substellar Objects (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics^[англ.] : journal. — 2000. — Vol. 38. — P. 337—377. — doi:10.1146/annurev.astro.38.1.337. — arXiv:astro-ph/0006383.
Fowler, William A.; Caughlan, Georgeanne R.; Zimmerman, Barbara A. Thermonuclear Reaction Rates, I (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics^[англ.] : journal. — 1967. — Vol. 5. — P. 525. — doi:10.1146/annurev.aa.05.090167.002521.
Fowler, William A.; Caughlan, Georgeanne R.; Zimmerman, Barbara A. Thermonuclear Reaction Rates, II (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics^[англ.] : journal. — 1975. — Vol. 13. — P. 69. — doi:10.1146/annurev.aa.13.090175.000441.
Harris, Michael J.; Fowler, William A.; Caughlan, Georgeanne R.; Zimmerman, Barbara A. Thermonuclear Reaction Rates, III (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics^[англ.] : journal. — 1983. — Vol. 21. — P. 165. — doi:10.1146/annurev.aa.21.090183.001121.
Iben, Icko, Jr. Stellar Evolution Within and Off the Main Sequence (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics^[англ.] : journal. — 1967. — Vol. 5. — P. 571. — doi:10.1146/annurev.aa.05.090167.003035.
Iglesias, Carlos A.; Rogers, Forrest J. Updated Opal Opacities (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1996. — Vol. 464. — P. 943. — doi:10.1086/177381.
Liebert, James; Probst, Ronald G. Very Low Mass Stars (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics^[англ.] : journal. — 1987. — Vol. 25. — P. 437. — doi:10.1146/annurev.aa.25.090187.002353.

Ошибка в сносках^?: Для существующих тегов <ref> группы «note» не найдено соответствующего тега <references group="note"/>

[longair06-1] Longair, Malcolm S. The Cosmic Century: A History of Astrophysics and Cosmology (англ.). — Cambridge University Press, 2006. — P. 25–26. — ISBN 978-0-521-47436-8.

[brown-2] Twentieth Century Physics / Brown, Laurie M.; Pais, Abraham^[англ.]^*; Pippard, A. B.^[англ.]. — Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics, 1995. — С. 1696. — ISBN 978-0-7503-0310-1.

[obs36-3] Russell, H. N. "Giant" and "dwarf" stars (англ.) // The Observatory^[англ.]. — 1913. — Vol. 36. — P. 324—329. — Bibcode: 1913Obs....36..324R.

[zfa7-4] Strömgren, Bengt. On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1933. — Vol. 7. — P. 222—248. — Bibcode: 1933ZA......7..222S.

[5] Alfred Gautschy. The theorem that was none - I. Early history // CBmA Liestal & ETH-Bibliothek.

[keenan_morgan43-6] Morgan, W. W.; Keenan, P. C.; Kellman, E. An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification (англ.). — Chicago, Illinois: The University of Chicago press, 1943.

[:2-7] The Hertzsprung Russell Diagram (неопр.).

[8] The Hertzsprung-Russell Diagram (неопр.).

[moore06-9] Moore, Patrick. The Amateur Astronomer. — Springer, 2006. — ISBN 978-1-85233-878-7.

[10] Белые карлики и нейтронные звезды (неопр.).

[:3-11] ¹ ² Adams, F. C.; Bodenheimer, P.; Laughlin, G. M dwarfs: planet formation and long term evolution (неопр.). Astronomische Nachrichten.

[12] Zero Age Main Sequence (неопр.).

[Hansen1999-13] Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D. (1999), Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Astronomy and Astrophysics Library, Springer Science & Business Media, p. 39, ISBN 978-0387941387

[clayton83-14] Clayton, Donald D. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. — University of Chicago Press, 1983. — ISBN 978-0-226-10953-4.

[ohrd-15] Origin of the Hertzsprung-Russell Diagram (неопр.). University of Nebraska. Дата обращения: 6 декабря 2007.

[16] A course on stars' physical properties, formation and evolution (неопр.). University of St. Andrews. Дата обращения: 18 мая 2010.

[apj620_1-17] Oey, M. S.; Clarke, C. J. (2005). "Statistical Confirmation of a Stellar Upper Mass Limit". The Astrophysical Journal. 620 (1): L43—L46. arXiv:astro-ph/0501135. Bibcode:2005ApJ...620L..43O. doi:10.1086/428396.

[apj162-18] Ziebarth, Kenneth (1970). "On the Upper Mass Limit for Main-Sequence Stars". Astrophysical Journal. 162: 947—962. Bibcode:1970ApJ...162..947Z. doi:10.1086/150726.

[hannu-19] Karttunen, Hannu. Fundamental Astronomy. — Springer, 2003. — ISBN 978-3-540-00179-9.

[20] Irwin, Judith Ann. Astrophysics: Decoding the Cosmos. — ISBN 978-0-470-01305-2.

[zombeck-21] Zombeck, Martin V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics. — 2nd. — Cambridge University Press, 1990. — ISBN 978-0-521-34787-7.

[simbad2-22] SIMBAD Astronomical Database (неопр.). Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Дата обращения: 21 ноября 2008.

[apj1292-23] Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike (2005). "Stars within 15 Parsecs: Abundances for a Northern Sample". The Astronomical Journal. 129 (2): 1063—1083. Bibcode:2005AJ....129.1063L. doi:10.1086/427250.

[25] Main Sequence Stars (неопр.).

[:1-26] ¹ ² Main-Sequence Stars (неопр.).

[27] Строение звёзд главной последовательности (неопр.). Астронет.

[28] Pavel Kroupa. The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems (англ.) // Science. — 2002.

[29] Киппенхан Р. 100 миллиардов солнц: рождение, жизнь, и смерть звёзд. — Мир. — Москва, 1990.

[clayton832-30] Clayton, Donald D. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. — University of Chicago Press, 1983. — ISBN 978-0-226-10953-4.

[sp74-31] Gough, D. O. (1981). "Solar interior structure and luminosity variations". Solar Physics. 74 (1): 21—34. Bibcode:1981SoPh...74...21G. doi:10.1007/BF00151270.

[padmanabhan01-32] Padmanabhan, Thanu. Theoretical Astrophysics. — Cambridge University Press, 2001. — ISBN 978-0-521-56241-6.

[tayler94-33] Tayler, Roger John. The Stars: Their Structure and Evolution. — Cambridge University Press, 1994. — ISBN 978-0-521-45885-6.

[mnras113-34] Sweet, I. P. A.; Roy, A. E. (1953). "The structure of rotating stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 113 (6): 701—715. Bibcode:1953MNRAS.113..701S. doi:10.1093/mnras/113.6.701.

[35] Ken Croswell, The Alchemy of the Heavens, (New York: Oxford UP, 1995), 87.

[36] Переменные звёзды (неопр.).

[37] Stellar evolution on the main sequence (неопр.).

[38] Mass-Luminosity Relationship (неопр.).

[:4-39] ¹ ² Главная последовательность (неопр.).

[40] Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. The End of the Main Sequence // The Astrophysical Journal.

[:0-41] Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 441. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.

[42] Шкловский И.С. Вселенная, жизнь, разум. — 6-е. — Москва: Наука, 1987.

[43] Leo Girardi, Alessandro Bressan, Gianpaolo Bertelli, Cesare Chiosi. Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: from 0.15 to 7 M_sun, and from Z=0.0004 to 0.03 // Astronomy & Astrophysics.

[44] Эволюция звезд после главной последовательности (неопр.).

[prialnik00-45] Prialnik, Dina. An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. — Cambridge University Press, 2000. — ISBN 978-0-521-65937-6.

[mnras386_1-46] Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert (May 2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155—163. arXiv:0801.4031. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.

[47] Post-Main Sequence Stars (неопр.).

[48] Stellar structure and evolution (неопр.).

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[note 1]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

@@ Строка 18: / Строка 18: @@
 == Терминология ==
-Звёзды главной последовательности иногда называют «звёздами-карликами»<ref name=":2">{{Cite web|url=http://www.atlasoftheuniverse.com/hr.html|title=The Hertzsprung Russell Diagram|author=|website=|date=|publisher=}}</ref><ref>{{Cite web|url=https://cass.ucsd.edu/archive/public/tutorial/HR.html|title=The Hertzsprung-Russell Diagram|author=|website=|date=|publisher=}}</ref>, однако, такое название сложилось исторически и иногда приводит к путанице. Хотя [[Красный карлик|красные]], [[Оранжевый карлик|оранжевые]] и [[Жёлтый карлик|жёлтые]] звёзды главной последовательности и правда значительно меньше других звёзд того же цвета, и потому называются «карликами», для белых и голубых звёзд это неверно: звёзды главной последовательности этих спектральных классов гораздо меньше отличаются от «гигантских», а для самых горячих звёзд разница и вовсе незаметна. Такие звёзды различают по их спектрам: у звёзд, сошедших с главной последовательности и находящихся на ней различаются [[Спектральная линия поглощения|линии поглощения]]<ref name="moore06">{{книга|заглавие=The Amateur Astronomer|издательство=Springer|isbn=978-1-85233-878-7|ref=Moore|автор=[[Мур, Патрик|Patrick Moore]]|год=2006}}</ref>. Более того, термины «[[белый карлик]]» и «[[голубой карлик]]» вообще не относятся к звёздам главной последовательности: первый относится к остаткам звёзд, прошедших стадию [[Красный гигант|красного гиганта]], а второй — к гипотетическому классу звёзд, в которые превращаются маломассивные красные карлики<ref>{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/hr_diagram/wd.htm|title=Белые карлики и нейтронные звезды|author=|website=|date=|publisher=[[Астронет]]}}</ref><ref name=":3">{{Cite web|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005AN....326..913A/abstract|title=M dwarfs: planet formation and long term evolution|author=Adams, F. C.; Bodenheimer, P.; Laughlin, G.|website=|date=|publisher=Astronomische Nachrichten}}</ref>.
+Звёзды главной последовательности иногда называют «звёздами-карликами»<ref name=":2">{{Cite web|url=http://www.atlasoftheuniverse.com/hr.html|title=The Hertzsprung Russell Diagram|author=|website=|date=|publisher=}}</ref><ref>{{Cite web|url=https://cass.ucsd.edu/archive/public/tutorial/HR.html|title=The Hertzsprung-Russell Diagram|author=|website=|date=|publisher=}}</ref>, однако, такое название сложилось исторически и иногда приводит к путанице. Хотя [[Красный карлик|красные]], [[Оранжевый карлик|оранжевые]] и [[Жёлтый карлик|жёлтые]] звёзды главной последовательности и правда значительно меньше других звёзд того же цвета, и потому называются «карликами», для белых и голубых звёзд это неверно: звёзды главной последовательности этих спектральных классов гораздо меньше отличаются от «гигантских», а для самых горячих звёзд разница и вовсе незаметна. Такие звёзды различают по их спектрам: у звёзд, сошедших с главной последовательности и находящихся на ней, различаются [[Спектральная линия поглощения|линии поглощения]]<ref name="moore06">{{cite book|first=Patrick|last=Moore|authorlink=Patrick Moore|date=2006|title=The Amateur Astronomer|publisher=Springer|isbn=978-1-85233-878-7}}</ref>. Более того, термины «[[белый карлик]]» и «[[голубой карлик]]» вообще не относятся к звёздам главной последовательности: первый относится к остаткам звёзд, прошедших стадию [[Красный гигант|красного гиганта]], а второй — к гипотетическому классу звёзд, в которые превращаются маломассивные красные карлики<ref>{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/hr_diagram/wd.htm|title=Белые карлики и нейтронные звезды|author=|website=|date=|publisher=}}</ref><ref name=":3">{{Cite web|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005AN....326..913A/abstract|title=M dwarfs: planet formation and long term evolution|author=Adams, F. C.; Bodenheimer, P.; Laughlin, G.|website=|date=|publisher=Astronomische Nachrichten}}</ref>.
 == Формирование и эволюция звёзд ==
-Звёзды попадают на главную последовательность после стадии гравитационного сжатия. Момент, когда мощность излучения звезды сравнивается с мощностью [[Термоядерная реакция|термоядерных реакций]] внутри неё (то есть, когда энергия перестаёт вырабатываться за счёт сжатия), считается моментом попадания звезды на главную последовательность. Считается, что в этот момент у звезды нулевой возраст, и область, где расположены такие звёзды, называется начальной главной последовательностью или главной последовательностью нулевого возраста. Она расположена в нижней части наблюдаемой главной последовательности<ref>{{Cite web|url=http://astronomy.swin.edu.au/cms/astro/cosmos/Z/Zero+Age+Main+Sequence|title=Zero Age Main Sequence|author=|website=|date=|publisher=}}</ref><ref name="Hansen1999">{{citation|title=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution|series=Astronomy and Astrophysics Library|first1=Carl J.|last1=Hansen|first2=Steven D.|last2=Kawaler|publisher=Springer Science & Business Media|year=1999|isbn=978-0387941387|page=39|url=https://books.google.com/books?id=m-_6LYuUbUkC&pg=PA39}}</ref><ref name="clayton83">{{книга|заглавие=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis|ссылка=https://archive.org/details/principlesofstel0000clay|издательство={{Нп3|University of Chicago Press}}|isbn=978-0-226-10953-4|ref=Clayton|язык=en|автор=Clayton, Donald D.|год=1983}}</ref>.
+Звёзды попадают на главную последовательность после стадии гравитационного сжатия. Момент, когда мощность излучения звезды сравнивается с мощностью [[Термоядерная реакция|термоядерных реакций]] внутри неё (то есть, когда энергия перестаёт вырабатываться за счёт сжатия), считается моментом попадания звезды на главную последовательность. Считается, что в этот момент у звезды нулевой возраст, и область, где расположены такие звёзды, называется начальной главной последовательностью или главной последовательностью нулевого возраста. Она расположена в нижней части наблюдаемой главной последовательности<ref>{{Cite web|url=http://astronomy.swin.edu.au/cms/astro/cosmos/Z/Zero+Age+Main+Sequence|title=Zero Age Main Sequence|author=|website=|date=|publisher=}}</ref><ref name="Hansen1999">{{citation|title=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution|series=Astronomy and Astrophysics Library|first1=Carl J.|last1=Hansen|first2=Steven D.|last2=Kawaler|publisher=Springer Science & Business Media|year=1999|isbn=978-0387941387|page=39|url=https://books.google.com/books?id=m-_6LYuUbUkC&pg=PA39}}</ref><ref name="clayton83">{{cite book|first=Donald D.|last=Clayton|date=1983|title=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis|url=https://archive.org/details/principlesofstel0000clay|url-access=registration|publisher=University of Chicago Press|isbn=978-0-226-10953-4}}</ref>.
-По мере старения звезды содержание тяжёлых элементов в ней растёт, её светимость увеличивается и она смещается в пределах последовательности выше<ref>{{Книга|автор=Киппенхан Р.|заглавие=100 миллиардов солнц: рождение, жизнь, и смерть звёзд|ответственный=|год=1990|издание=Мир|место=Москва|издательство=|страницы=|страниц=|isbn=|isbn2=}}</ref>. В конце концов, сгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии [[Красный гигант|красного гиганта]] и уходу звезды с главной последовательности<ref>{{Книга|автор=Шкловский И.С.|заглавие=Вселенная, жизнь, разум|ответственный=|издание=6-е|место=Москва|издательство=Наука|год=1987|страницы=|страниц=|isbn=|isbn2=}}</ref>. Относительно быстрая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию [[Белый карлик|белых карликов]], [[Нейтронная звезда|нейтронных звёзд]] или [[Чёрная дыра|чёрных дыр]]<ref>{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170612/7lec/node2.html|title=Эволюция звезд после главной последовательности|author=|website=|date=|publisher=[[Астронет]]}}</ref>. Для маломассивных красных карликов наблюдательных данных нет по той причине, что срок их нахождения на главной последовательности больше возраста вселенной, однако, предполагается, что по мере расходования водорода эти звёзды сжимаются и нагреваются, становясь [[Голубой карлик|голубыми карликами]]<ref name=":3" />.
 == Параметры звёзд ==
@@ Строка 38: / Строка 36: @@
 Наконец, радиус зависит от массы, в нулевом приближении, линейно: как можно видеть из таблицы, при увеличении массы на 2,5 [[Порядок величины|порядка]] радиус увеличивается примерно на 2 порядка. Но, для звёзд тяжелее Солнца, более точным выражением будет ''R'' ∝ ''M''<sup>0.78</sup><ref>{{cite web|url=http://www-star.st-and.ac.uk/~kw25/teaching/stars/STRUC4.pdf|title=A course on stars' physical properties, formation and evolution|publisher=University of St. Andrews|accessdate=2010-05-18}}</ref>.
-Максимальная масса устойчивых звёзд главной последовательности — 120''–''200<var>M</var><sub>☉</sub><ref name="apj620_1">{{статья|заглавие=Statistical Confirmation of a Stellar Upper Mass Limit|издание=[[The Astrophysical Journal]]|том=620|номер=1|страницы=L43–L46|bibcode=2005ApJ...620L..43O|doi=10.1086/428396|arxiv=astro-ph/0501135|ref=Oey|язык=en|тип=journal|автор=Oey, M. S.; Clarke, C. J.|год=2005|издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. При большей массе звезда просто не успевает излучать энергию, которую производит, и поэтому будет терять массу, выбрасывая вещество в открытый космос, пока не станет стабильной<ref name="apj162">{{статья|заглавие=On the Upper Mass Limit for Main-Sequence Stars|издание=[[The Astrophysical Journal]]|том=162|страницы=947—962|bibcode=1970ApJ...162..947Z|doi=10.1086/150726|ref=Ziebarth|автор=Ziebarth, Kenneth|год=1970|язык=en|тип=journal|издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Нижний предел массы — 0,08 <var>M</var><sub>☉</sub> или примерно 80 масс [[Юпитер|Юпитера]] — при меньшей массе звезда не сможет поддерживать термоядерные реакции и будет являться [[Коричневый карлик|коричневым карликом]], а не звездой<ref name="hannu">{{книга|заглавие=Fundamental Astronomy|издательство=Springer|isbn=978-3-540-00179-9|ref=Karttunen|автор=Karttunen, Hannu|год=2003}}</ref>.
+Максимальная масса устойчивых звёзд главной последовательности — 120''–''200<var>M</var><sub>☉</sub><ref name="apj620_1">{{cite journal|last=Oey|first=M. S.|author2=Clarke, C. J.|title=Statistical Confirmation of a Stellar Upper Mass Limit|journal=The Astrophysical Journal|date=2005|volume=620|issue=1|pages=L43–L46|bibcode=2005ApJ...620L..43O|doi=10.1086/428396|arxiv=astro-ph/0501135}}</ref>. При большей массе звезда просто не успевает излучать энергию, которую производит, и поэтому будет терять массу, выбрасывая вещество в открытый космос, пока не станет стабильной<ref name="apj162">{{cite journal|last=Ziebarth|first=Kenneth|title=On the Upper Mass Limit for Main-Sequence Stars|journal=Astrophysical Journal|date=1970|volume=162|pages=947–962|bibcode=1970ApJ...162..947Z|doi=10.1086/150726}}</ref>. Нижний предел массы — 0,08 <var>M</var><sub>☉</sub> или примерно 80 масс [[Юпитер|Юпитера]] — при меньшей массе звезда не сможет поддерживать термоядерные реакции и будет являться [[Коричневый карлик|коричневым карликом]], а не звездой<ref name="hannu">{{cite book|first=Hannu|last=Karttunen|date=2003|title=Fundamental Astronomy|publisher=Springer|isbn=978-3-540-00179-9}}</ref>.
+Звёзды главной последовательности при формировании состоят в основном из [[Водород|водорода]] (71% массы) и [[Гелий|гелия]] (27% массы). Со временем доля гелия и тяжёлых элементов увеличивается<ref>{{Книга|автор=Irwin, Judith Ann|заглавие=Astrophysics: Decoding the Cosmos|ответственный=|год=|издание=|место=|издательство=|страницы=|страниц=|isbn=978-0-470-01305-2}}</ref>.
-На самом деле, на эти параметры, хотя и в меньшей степени, влияют возраст и химический состав. Например, [[субкарлик|субкарлики]] имеют меньше тяжёлых элементов, и из-за этого их светимость меньше, чем у звёзд главной последовательности, на 1,5''–''2 звёздных величины<ref>Ken Croswell, ''The Alchemy of the Heavens'', (New York: Oxford UP, 1995), 87.</ref>.
 === Примеры ===
 В таблице приведены характеристики различных звёзд главной последовательности. Значения радиуса, массы и светимости даны относительно Солнца.
 {| class="wikitable" border="1" cellspacing="0" cellpadding="4"
-|+Параметры звёзд главной последовательности<ref name=zombeck>{{книга |заглавие=Handbook of Space Astronomy and Astrophysics |издательство=[[Издательство Кембриджского университета|Cambridge University Press]] |издание=2nd |ссылка=http://ads.harvard.edu/books/hsaa/toc.html |isbn=978-0-521-34787-7 |ref=Zombeck |язык=en |автор=Zombeck, Martin V. |год=1990}}</ref>
+|+Параметры звёзд главной последовательности<ref name=zombeck>{{cite book | first=Martin V. | last=Zombeck | date=1990 | title=Handbook of Space Astronomy and Astrophysics | publisher=Cambridge University Press | edition=2nd | url=http://ads.harvard.edu/books/hsaa/toc.html | accessdate=2007-12-06 | isbn=978-0-521-34787-7 }}</ref>
 |- style="background:#ffc;"
 !rowspan="2" |[[Спектральный класс]]
@@ Строка 52: / Строка 50: @@
 ! Светимость
 ! Температура
-!rowspan="2"|Примеры<ref name="simbad2">{{cite web|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/|title=SIMBAD Astronomical Database|publisher=Centre de Données astronomiques de Strasbourg|accessdate=2008-11-21}}</ref><ref name="apj1292">{{статья|заглавие=Stars within 15 Parsecs: Abundances for a Northern Sample|издание=[[The Astronomical Journal]]|том=129|номер=2|страницы=1063—1083|bibcode=2005AJ....129.1063L|doi=10.1086/427250|язык=en|тип=journal|автор=Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike|год=2005|издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>
+!rowspan="2"|Примеры<ref name="simbad2">{{cite web|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/|title=SIMBAD Astronomical Database|publisher=Centre de Données astronomiques de Strasbourg|accessdate=2008-11-21}}</ref><ref name="apj1292">{{cite journal|author1=Luck, R. Earle|author2=Heiter, Ulrike|title=Stars within 15 Parsecs: Abundances for a Northern Sample|journal=The Astronomical Journal|date=2005|volume=129|issue=2|pages=1063–1083|bibcode=2005AJ....129.1063L|doi=10.1086/427250}}</ref>
 |- style="background:#ffe;"
 !''R''/{{Радиус Солнца}}
@@ Строка 114: / Строка 112: @@
 == Строение ==
 У звёзд с массами больше 1,5 <var>M</var><sub>☉</sub> в ядре происходит [[конвекция]], а во внешних слоях энергия передаётся [[Тепловое излучение|тепловым излучением]]. При уменьшении массы появляется [[Конвективная зона|область конвекции]] у поверхности звезды, то есть, в некотором диапазоне масс звезда имеет две зоны конвекции. При массе 1,15 <var>M</var><sub>☉</sub> конвекция в ядре полностью исчезает, то есть, внешние слои остаютсятся конвективными, а внутренние слои и ядро становятся [[Зона лучистого переноса|зоной лучистого переноса]]. При дальнейшем уменьшении массы зона лучистого переноса уменьшается и при массе в 0,35 <var>M</var><sub>☉</sub> полностью исчезает. От этого, в свою очередь, зависит, будет ли гелий концентрироваться в её ядре или равномерно распределяться по объему, что тоже влияет на дальнейшую эволюцию<ref name=":1" /><ref>{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/structure/star_models/ms_stars/main_seq.htm|title=Строение звёзд главной последовательности|author=|website=|date=|publisher=[[Астронет]]}}</ref><ref>{{Статья|ссылка=https://arxiv.org/abs/astro-ph/0201098|автор=Pavel Kroupa|заглавие=The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems|год=2002|язык=en|издание=Science|тип=|месяц=|число=|том=|номер=|страницы=|issn=}}</ref>.
+== Вариации температур и светимостей ==
+Как уже говорилось, характеристики звёзд зависят не только от массы.
+Со временем, при сгорании [[Водород|водорода]], в ядре образуется [[гелий]], с которым на стадии главной последовательности не проходят никакие [[Термоядерная реакция|термоядерные реакции]]. Водорода в ядре остаётся меньше, из-за чего снижается темп реакций и давление, и звезда постепенно сжимается, что увеличивает давление в ядре, и, следовательно, энерговыделение, температуру поверхности и светимость<ref>{{Книга|автор=Киппенхан Р.|заглавие=100 миллиардов солнц: рождение, жизнь, и смерть звёзд|ответственный=|год=1990|издание=Мир|место=Москва|издательство=|страницы=|страниц=|isbn=|isbn2=}}</ref><ref name="clayton832">{{cite book|first=Donald D.|last=Clayton|date=1983|title=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis|url=https://archive.org/details/principlesofstel0000clay|url-access=registration|publisher=University of Chicago Press|isbn=978-0-226-10953-4}}</ref>. Например, в начале жизни светимость Солнца составляла только 70% от современной<ref name="sp74">{{cite journal|last=Gough|first=D. O.|title=Solar interior structure and luminosity variations|journal=Solar Physics|date=1981|volume=74|issue=1|pages=21–34|bibcode=1981SoPh...74...21G|doi=10.1007/BF00151270}}</ref>. То есть, со временем, ещё до схода с главной последовательности, [[звезда]] меняет своё положение на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Рассела]], что обеспечивает некоторую толщину главной последовательности на ней<ref name="padmanabhan01">{{cite book|first=Thanu|last=Padmanabhan|date=2001|title=Theoretical Astrophysics|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-56241-6}}</ref>.
+Аномальные явления, такие, как [[Двойная звезда|влияние другой звезды]]<ref name="tayler94">{{cite book|first=Roger John|last=Tayler|date=1994|title=The Stars: Their Structure and Evolution|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-45885-6}}</ref>, быстрое вращение<ref name="mnras113">{{cite journal|last=Sweet|author2=Roy, A. E.|first=I. P. A.|title=The structure of rotating stars|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|date=1953|volume=113|issue=6|pages=701–715|bibcode=1953MNRAS.113..701S|doi=10.1093/mnras/113.6.701}}</ref> или наличие [[Магнитное поле|магнитного поля]] также могут повлиять на смещение звезды относительно главной последовательности. Звёзды с низкой металличностью, звёздная величина которых из-за этого на 1,5''–''2<sup>m</sup> слабее, вообще выделяются в отдельный тип, называемый [[Субкарлик|субкарликами]]<ref>Ken Croswell, ''The Alchemy of the Heavens'', (New York: Oxford UP, 1995), 87.</ref>. Наконец, существуют [[Переменная звезда типа Дельты Щита|переменные звёзды типа Дельты Щита]] или [[Переменная типа β Цефея|Беты Цефея]], которые с маленьким периодом меняют своё положение на диаграмме<ref>{{Cite web|url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/index.html|title=Переменные звёзды|author=|website=|date=|publisher=}}</ref>.
 == Время нахождения на главной последовательности ==
+[[Файл:Open_cluster_HR_diagram_ages.gif|альт=|мини|299x299пкс|Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для двух [[Рассеянное звёздное скопление|рассеянных звёздных скоплений]]: [[M 67 (рассеянное скопление)|M 67]] и [[NGC 188]], позволяющая определить их возраст.]]
-У большинства звёзд стадия горения водорода занимает большую часть времени их жизни, а срок жизни [[Красный карлик|красных карликов]] превышает возраст [[Вселенная|Вселенной]]. По этой причине абсолютное большинство, порядка 90% звёзд находится на главной последовательности<ref>{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/hr_diagram/ms.htm|title=Главная последовательность|author=|website=|date=|publisher=[[Астронет]]}}</ref>.
+Общее количество энергии, которое звезда сможет произвести синтезом гелия из водорода, ограничено, в первую очередь, количеством водорода. Если звезда находится в равновесии, то она должна излучать столько же энергии, сколько и вырабатывает, а значит, в первом приближении можно оценить время нахождения на главной последовательности, поделив общий запас энергии в виде водорода на светимость. Например, для Солнца этот период составит порядка 10<sup>10</sup> лет<ref>{{Cite web|url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/star_age/star_age.html|title=Stellar evolution on the main sequence|author=|website=|date=|publisher=}}</ref>.
+Для диапазона масс 2 <var>M</var><sub>☉</sub> < ''M'' < 20 <var>M</var><sub>☉</sub>, [[зависимость масса — светимость]] выглядит как <math>L\ \propto\ M^{3,5}</math><ref>{{Cite web|url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/Astro/herrus.html#c3|title=Mass-Luminosity Relationship|author=|website=|date=|publisher=}}</ref>. То есть, время нахождения на главной последовательности связано с массой как
+<math>t \propto M^{-2,5}</math>. Значит, более тяжёлые звёзды раньше сходят с главной последовательности и меньше живут. Так как для звёзд тяжелее 20 <var>M</var><sub>☉</sub> зависимость светимости от массы становится линейной, срок их жизни перестаёт уменьшаться с ростом массы, но составляет всего 3,5 миллиона лет, что очень мало с астрономической точки зрения, а самые маломассивные звёзды могут жить порядка 10 триллионов лет<ref name=":4">{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/hr_diagram/ms.htm|title=Главная последовательность|author=|website=|date=|publisher=}}</ref><ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..420L/abstract|автор=Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C.|заглавие=The End of the Main Sequence|год=|язык=|издание=The Astrophysical Journal|тип=|месяц=|число=|том=|номер=|страницы=|issn=}}</ref>.
+Эта особенность позволяет определять возраст [[Звёздное скопление|звёздных скоплений]], так как в них звёзды образовались одновременно. Если построить диаграмму Герцшпрунга — Рассела для звёздного скопления, то главная последовательность будет ограничена слева и будет переходить в ветвь субгигантов — скопление живёт уже достаточно времени, чтобы самые массивные звёзды сошли с главной последовательности. Таким образом, возраст скопления равен времени нахождения на главной последовательности для звёзд на точке изгиба<ref name=":0">{{Книга|автор=Кононович Э.В., Мороз В.И.|заглавие=Общий курс астрономии|ответственный=|год=2004|издание=2-е, исправленное|место=|издательство=УРСС|страницы=441|страниц=544|isbn=5-354-00866-2}}</ref>.
+== Дальнейшая эволюция ==
+[[Файл:Evolutionary_track_1m.svg|альт=|мини|299x299пкс|Трек звезды с массой Солнца на диаграмме Герцшпрунга — Рассела.]]
+Когда звезда расходует свой запас водорода, сжатие и нагревание звезды продолжается, и она постепенно уходит с главной последовательности. В некоторый момент температура в ядре повышается настолько, что водород начинает сгорать и в оболочке ядра. Звезда попадает, довольно ненадолго, на ветвь [[Субгигант|субгигантов]], после чего ядро разогревается еще сильнее и в ней начинается [[Тройная гелиевая реакция|горение гелия]] — [[термоядерная реакция]], в которой три ядра гелия превращаются в ядро углерода. Водородная оболочка ядра значительно увеличивается в размерах, звезда охлаждается (но из-за увеличившихся размеров её светимость возрастает), и звезда на какое-то время становится [[Красный гигант|красным гигантом]], у которого основным источником энергии является [[тройная гелиевая реакция]]<ref>{{Книга|автор=Шкловский И.С.|заглавие=Вселенная, жизнь, разум|ответственный=|год=1987|издание=6-е|место=Москва|издательство=Наука|страницы=|страниц=|isbn=|isbn2=}}</ref><ref>{{Статья|ссылка=https://arxiv.org/abs/astro-ph/9910164|автор=Leo Girardi, Alessandro Bressan, Gianpaolo Bertelli, Cesare Chiosi|заглавие=Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: from 0.15 to 7 M_sun, and from Z=0.0004 to 0.03|год=|язык=|издание=Astronomy & Astrophysics|тип=|месяц=|число=|том=|номер=|страницы=|issn=}}</ref><ref>{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170612/7lec/node2.html|title=Эволюция звезд после главной последовательности|author=|website=|date=|publisher=}}</ref>.
+Удельное энерговыделение этого процесса примерно в 10 раз меньше, чем у синтеза гелия из водорода, а светимость красных гигантов значительно больше светимости звёзд главной последовательности. Поэтому стадия красного гиганта длится значительно меньше времени: например, ожидается, что для Солнца стадия горения водорода займёт 12 миллиардов лет, а стадия горения гелия — только 130 миллионов<ref name="prialnik00">{{cite book|first=Dina|last=Prialnik|date=2000|title=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-65937-6}}</ref><ref name="mnras386_1">{{cite journal|author1=Schröder, K.-P.|author2=Connon Smith, Robert|title=Distant future of the Sun and Earth revisited|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|date=May 2008|volume=386|issue=1|pages=155–163|bibcode=2008MNRAS.386..155S|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x|arxiv=0801.4031}}</ref>.
+Таким образом, у большинства звёзд стадия горения водорода занимает большую часть времени их жизни, а срок жизни [[Красный карлик|красных карликов]] превышает возраст [[Вселенная|Вселенной]]. Поэтому абсолютное большинство, до 90% звёзд, находится на главной последовательности<ref name=":4" />.
+Наконец, красные гиганты завершают своё существование сбросом оболочки, что наблюдается как [[планетарная туманность]], и превращением в [[белый карлик]]<ref>{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20130120215215/http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html|title=Post-Main Sequence Stars|author=|website=|date=|publisher=}}</ref>.
+Наиболее массивные звёзды становятся не гигантами, а [[Сверхгигант|сверхгигантами]]: температура в их ядрах быстро позволяет запустить тройную гелиевую реакцию, а затем и синтез более тяжёлых элементов. В итоге их ядра коллапсируют, в результате чего происходит [[Сверхновая звезда|взрыв сверхновой]], и в зависимости от массы, образуется [[нейтронная звезда]] или [[чёрная дыра]]<ref>{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20050326090756/http://www.physics.uc.edu/~sitko/Spring00/4-Starevol/starevol.html|title=Stellar structure and evolution|author=|website=|date=|publisher=}}</ref>.
+Для маломассивных красных карликов наблюдательных данных нет по той причине, что срок их нахождения на главной последовательности больше возраста [[Вселенная|Вселенной]], однако, предполагается, что по мере расходования водорода эти звёзды сжимаются и нагреваются, становясь [[Голубой карлик|голубыми карликами]]<ref name=":3" />.
-Время нахождения на главной последовательности также зависит от массы звезды: чем больше масса, тем быстрее звезда сойдёт с главной последовательности. Эта особенность позволяет определять возраст [[Звёздное скопление|звёздных скоплений]], так как в них звёзды образовались одновременно. Если построить диаграмму Герцшпрунга — Рассела для звёздного скопления, то главная последовательность будет ограничена слева и будет переходить в ветвь субгигантов — скопление живёт уже достаточно времени, чтобы самые массивные звёзды сошли с главной последовательности. Таким образом, возраст скопления равен времени нахождения на главной последовательности для звёзд на точке изгиба<ref name=":0">{{Книга|автор=Кононович Э.В., Мороз В.И.|заглавие=Общий курс астрономии|ответственный=|год=2004|издание=2-е, исправленное|место=|издательство=УРСС|страницы=441|страниц=544|isbn=5-354-00866-2}}</ref>.
 == Примечания ==
@@ Строка 155: / Строка 179: @@
 * {{статья|заглавие=Updated Opal Opacities|издание=[[The Astrophysical Journal]]|том=464|страницы=943|doi=10.1086/177381|автор=Iglesias, Carlos A.; Rogers, Forrest J.|год=1996|язык=en|тип=journal|издательство=[[IOP Publishing]]}}
 * {{статья|заглавие=Very Low Mass Stars|издание={{Нп3|Annual Review of Astronomy and Astrophysics}}|том=25|страницы= 437|doi=10.1146/annurev.aa.25.090187.002353|автор=Liebert, James; Probst, Ronald G.|год=1987|язык=en|тип=journal}}
-{{Перевести|en|Main sequence}}
 {{ВС}}
 {{Звёзды}}

Звёзды
Классификация	Гипергиганты Сверхгиганты Яркие гиганты Гиганты Субгиганты Звёзды главной последовательности (карлики) Субкарлики Белые карлики Гиперскоростные звёзды Переменные звёзды
Субзвёздные объекты	Коричневый карлик Субкоричневый карлик Планетар
Эволюция	Формирование Протозвезда Звезда до главной последовательности Главная последовательность Ветвь субгигантов Ветвь красных гигантов Горизонтальная ветвь Красное сгущение Голубая петля Асимптотическая ветвь гигантов Планетарная туманность Сверхновая Белый карлик Голубой карлик Нейтронная звезда Чёрная дыра
Нуклеосинтез	Протон-протонный цикл CNO-цикл Гелиевая вспышка Тройная гелиевая реакция Горение углерода Углеродная детонация Горение неона Горение кислорода Горение кремния s-процесс r-процесс p-процесс rp-процесс Альфа-процесс
Строение	Ядро Конвективная зона Лучистая зона Звёздная атмосфера Фотосфера Хромосфера Корона Ветер Магнитное поле
Свойства	Абсолютная звёздная величина Металличность Показатель цвета Собственное движение Спектральный класс Эффективная температура
Связанные понятия	Абсолютно чёрное тело Диаграмма Герцшпрунга — Рассела Звёздные ассоциации Звёздные системы Звёздные скопления Планетные системы Фраунгоферовы линии
Списки звёзд	Наиболее массивные Крупнейшие Самые яркие С наибольшей светимостью Ближайшие Коричневые карлики Собственные названия звёзд

Главная последовательность: различия между версиями

Версия от 23:05, 26 марта 2020

Содержание

История открытия

Терминология

Формирование и эволюция звёзд

Параметры звёзд

Примеры

Энерговыделение

Строение

Вариации температур и светимостей

Время нахождения на главной последовательности

Дальнейшая эволюция

Примечания

Литература

Ссылки

Навигация

Главная последовательность: различия между версиями

Версия от 23:05, 26 марта 2020

История открытия

Терминология

Формирование и эволюция звёзд

Параметры звёзд

Примеры

Энерговыделение

Строение

Вариации температур и светимостей

Время нахождения на главной последовательности

Дальнейшая эволюция

Примечания

Литература

Ссылки

Навигация

Поиск