Основная последовательность

Диаграмма Hertzsprung -russell представляет светимость (или абсолютную величину ) звезды против его индекса цвета (представлена как B -V). Основная последовательность видна в виде заметной диагональной полосы от верхнего слева до нижнего правого. Этот сюжет показывает 22 000 звезд из каталога Hipparcos, а также 1000 звезд с низкой люминозами (красные и белые карлики) из Gliese Catalog близлежащих звезд .

В астрономии основной последовательности является классификация звезд , которые появляются на участках звездного цвета по сравнению с яркостью как непрерывной и отличительной полосы. Звезды на этой группе известны как звезды основной последовательности или карликовые звезды , и, как полагают, позиции звезд в группе указывают на их физические свойства, а также их прогресс через несколько типов звездных жизненных циклов. Это самые многочисленные настоящие звезды во вселенной и включают солнце . Стоимость цветовой матчи известна как диаграммы Герцспунг-Русселла после Эйнара Герцспунга и Генри Норриса Рассела .

зажигания звезды он генерирует тепловую энергию в своей области плотной ядра посредством ядерного слияния водорода гелий в После конденсации и . На этом этапе жизни звезды он расположен на основной последовательности в положении, определенном в основном ее массой, но также на основе его химического состава и возраста. Ядра звезд основной последовательности находится в гидростатическом равновесии , где внешнее тепловое давление от горячего ядра сбалансировано внутренним давлением гравитационного коллапса из вышележащих слоев. Сильная зависимость скорости выработки энергии от температуры и давления помогает поддерживать этот баланс. Энергия, генерируемая в ядре, пробивается на поверхность и излучается в фотосфере . Энергия переносится либо радиацией , либо конвекцией , причем последняя встречается в областях с более высокими градиентами температуры, более высокой непрозрачностью или в обоих.

Основная последовательность иногда делится на верхнюю и нижнюю части, основываясь на доминирующем процессе, который звезда использует для генерации энергии. Солнце, наряду со звездами основных последовательностей ниже примерно в 1,5 раза больше массы солнца (1,5 м _☉ ), в первую очередь объединяет атомы водорода вместе в серии этапов с образованием гелия, последовательность, называемую протон -протоновой цепью . Над этой массой, в верхней основной последовательности, процесс слияния ядерного слияния в основном использует атомы углерода , азота и кислорода в качестве посредников в цикле CNO , который продуцирует гелий из атомов водорода. Звезды основной последовательности с более чем двумя солнечными массами подвергаются конвекции в своих основных областях, которые действуют для разжигания недавно созданного гелия и поддержания доли топлива, необходимого для слияния. Ниже этой массы у звезд есть ядра, которые полностью излучают с конвективными зонами вблизи поверхности. С уменьшением звездной массы доля звезды, образующей конвективную оболочку, постоянно увеличивается. Главные звезды ниже 0,4 м _☉ проходят конвекцию на протяжении всей их массы. Когда основная конвекция не возникает, богатое гелием ядро развивается, окруженный внешним слоем водорода.

Чем более массивная звезда, тем меньше его срок службы в основной последовательности. После того, как водородное топливо в сердечнике было потреблено, звезда развивается от основной последовательности на диаграмме HR, в сверхгигант , красный гигант или непосредственно до белого карлика .

История

В начале 20 -го века информация о типах и расстояниях звезд стала более доступной. звезд Было показано , что спектры имеют отличительные особенности, что позволило их классифицировать. Энни Джамп Кэннон и Эдвард Чарльз Пикеринг в Обсерватории Гарвардского колледжа разработали метод категоризации, который стал известен как Схема классификации Гарвард , опубликованную в Гарвардских Анналах в 1901 году. ^{[ 1 ]}

В Потсдаме в 1906 году датский астроном Эйнар Херцспунг заметил, что самые красные звезды, классифицированные как K и M в схеме Гарварда, могут быть разделены на две отдельные группы. Эти звезды либо намного ярче, чем солнце, либо намного более слабые. Чтобы различить эти группы, он назвал их «гигантскими» и «карликовыми» звездами. В следующем году он начал изучать звездные кластеры ; Большие группы звезд, которые совместно расположены примерно на одинаковом расстоянии. Для этих звезд он опубликовал первые сюжеты цвета по сравнению с светимостью . Эти графики показали заметную и непрерывную последовательность звезд, которую он назвал основной последовательности. ^{[ 2 ]}

В Принстонском университете Генри Норрис Рассел следил за аналогичным курсом исследований. Он изучал взаимосвязь между спектральной классификацией звезд и их фактической яркостью, которая исправлена на расстоянии - их абсолютная величина . Для этой цели он использовал набор звезд, у которых были надежные параллаксы , и многие из которых были классифицированы в Гарварде. Когда он построил спектральные типы этих звезд против их абсолютной величины, он обнаружил, что карликовые звезды последовали отчетливым отношениям. Это позволило предсказать настоящую яркость карлической звезды с разумной точностью. ^{[ 3 ]}

Из красных звезд, наблюдаемых Hertzsprung, звезды карликов также последовали за взаимосвязью спектра и и и и изнут, обнаруженной Расселом. Тем не менее, гигантские звезды намного ярче, чем карлики, и поэтому не следуют таким же отношениям. Рассел предположил, что «гигантские звезды должны иметь низкую плотность или большую яркость поверхности, а обратное верно для карликовых звезд». Та же самая кривая также показала, что было очень мало слабых белых звезд. ^{[ 3 ]}

В 1933 году грудь Стромгрнса заставил термин гертц-предпочтения-российский ^{[ 4 ]} Это имя отражало параллельное развитие этой техники Герцспронгом и Расселом в начале века. ^{[ 2 ]}

Поскольку эволюционные модели звезд были разработаны в течение 1930 -х годов, было показано, что для звезд с той же композицией масса звезды определяет его светимость и радиус. И наоборот, когда известны химическая композиция звезды и ее положение на основной последовательности, могут быть выведены масса и радиус звезды. Это стало известно как теорема Фогта -Русселла ; Назван в честь Генриха Фогта и Генри Норриса Рассела. Впоследствии было обнаружено, что эти отношения несколько разрушаются для звезд неоднородной композиции. ^{[ 5 ]}

Уточненная схема звездной классификации была опубликована в 1943 году Уильямом Уилсоном Морганом и Филиппом Чайлсом Кинаном . ^{[ 6 ]} Классификация MK присваивала каждую звезду спектральный тип, основанный на классификации Гарварда, и класс светимости. Классификация Гарварда была разработана путем назначения различной буквы каждой звезде на основе силы линии спектра водорода до того, как была известна взаимосвязь между спектрами и температурой. При упорядочении по температуре и при удалении дублирующих классов, последовали спектральные типы звезд, в порядке снижения температуры с цветами в диапазоне от синего до красного, последовательность O, B, A, F, G, K и M. Популярная мнемоника для запоминания этой последовательности звездных классов - «О, будь прекрасной девушкой/парнем, поцелуй меня».) Класс светимости варьировался от I до V, в порядке снижения светимости. Звезды Luminosity Class V принадлежали к основной последовательности. ^{[ 7 ]}

В апреле 2018 года астрономы сообщили о обнаружении самой далекой «обычной» (т.е., основной последовательности) , названной Icarus (формально, Macs J1149 звезда 1 ), на 9 миллиардов световых лет от Земли . ^{[ 8 ]}^{[ 9 ]}

Формирование и эволюция

Когда протостар образуется из коллапса гигантского молекулярного облака газа и пыли в локальной межзвездной среде , начальный состав является однородной, состоящий из примерно 70% водорода, 28% гелия и следов других элементов, массой Полем ^{[ 11 ]} Начальная масса звезды зависит от локальных условий в облаке. (Распределение массы вновь сформированных звезд эмпирически описывается начальной массовой функцией .) ^{[ 12 ]} Во время первоначального коллапса эта звезда предварительной последовательности генерирует энергию посредством гравитационного сокращения. После достаточно плотного, звезды начинают превращать водород в гелий и выделять энергию посредством экзотермического процесса слияния ядерного ядра . ^{[ 7 ]}

Когда ядерное слияние водорода становится доминирующим процессом производства энергии, а избыточная энергия, полученная в результате гравитационного сокращения, было потеряно, ^{[ 13 ]} Звезда лежит вдоль кривой на диаграмме Hertzsprung -Russell (или HR -диаграмма), называемой стандартной основной последовательности. Астрономы иногда будут называть эту стадию «основной последовательности нулевого возраста» или Zams. ^{[ 14 ]}^{[ 15 ]} Кривая ZAMS можно рассчитать с использованием компьютерных моделей звездных свойств в точке, когда звезды начинают слияние водорода. С этого момента яркость и температура поверхности звезд обычно увеличиваются с возрастом. ^{[ 16 ]}

Звезда остается рядом с первоначальной позицией в основной последовательности до тех пор, пока не будет не упомянуто значительное количество водорода в ядре, а затем начинает развиваться в более светящуюся звезду. (На диаграмме HR развивающаяся звезда движется вверх и справа от основной последовательности.) Таким образом, основная последовательность представляет собой первичную стадию сжигания водорода в сфере жизни звезды. ^{[ 7 ]}

Классификация

Звезды основных последовательности разделены на следующие типы:

M-тип (и, в меньшей степени, K-тип) ^{[ 17 ]} Звезды основной последовательности обычно называют красными карликами .

Характеристики

Большинство звезд на типичной диаграмме HR лежат вдоль кривой основной последовательности. Эта линия произносится из-за того, что как спектральный тип , так и светимость зависят только от массы звезды, по крайней мере, от приближения нулевого порядка , если она сливается с водородом в его ядре, и это то, что почти все звезды проводят большую часть своей » Активные »жизни делают. ^{[ 18 ]}

Температура звезды определяет его спектральный тип посредством его влияния на физические свойства плазмы в его фотосфере . На излучение энергии звезды в зависимости от длины волны влияет как температура, так и состав. Ключевой индикатор этого распределения энергии определяется индексом цвета , B - V звезды , который измеряет величину в синем ( B ) и зелено-желтом свете с помощью фильтров. ^{[ Примечание 1 ]} Эта разница в величине обеспечивает меру температуры звезды.

Дварф -терминология

Звезды основной последовательности называют карликовыми звездами, ^{[ 19 ]}^{[ 20 ]} Но эта терминология частично историческая и может быть несколько запутанной. Для более прохладных звезд карлики, такие как красные карлики , апельсиновые карлики и желтые карлики , действительно намного меньше и чуднее, чем другие звезды этих цветов. Тем не менее, для более горячих сине-белых звезд разница в размерах и яркости между так называемыми «карликовыми» звездами, которые находятся на основной последовательности, и так называемыми «гигантскими» звездами, которые не являются, становится меньше. Для самых горячих звезд разница непосредственно не наблюдается, и для этих звезд термины «карликовые» и «гигант» относятся к различиям в спектральных линиях , которые указывают, находится ли звезда на основной последовательности или за ее пределами. Тем не менее, очень горячие звезды основной последовательности по-прежнему иногда называют карликами, хотя они имеют примерно такой же размер и яркость, что и «гигантские» звезды этой температуры. ^{[ 21 ]}

Общее использование «карлика» для означания основной последовательности сбивает с толку по-другому, потому что есть карликовые звезды, которые не являются звездами основной последовательности. Например, белый карлик -это мертвое ядро, оставшееся после того, как звезда проливает свои внешние слои и намного меньше, чем звезда основной последовательности, примерно размером с Земли . Они представляют собой окончательную эволюционную стадию многих звезд основной последовательности. ^{[ 22 ]}

Параметры

Обратите внимание на звезду как идеализированный энергетический радиатор, известный как черный тело , светимость L и радиус R связаны с эффективной температурой TFE _{могут быть} по закону Стефана -Болцмана :

L=4\pi \sigma R^{2}T_{\text{eff}}^{4}

где σ - постоянная Стефана - Хальцманна . Поскольку положение звезды на диаграмме HR показывает приблизительную светимость, это отношение может использоваться для оценки его радиуса. ^{[ 23 ]}

Масса, радиус и светимость звезды тесно связаны, и их соответствующие значения могут быть аппроксимированы тремя отношениями. Во -первых, это закон Стефана -Хальцмана, который связывает светимость L , радиус R и температуру поверхности t _EFF . Во -вторых, это отношение массы и люминоза , которая связывает светимость L и массу m . Наконец, отношения между M и R близки к линейной. Соотношение M и R в течение всего трех превышающих порядков M. увеличивается 2,5 Это соотношение примерно пропорциональна внутренней температуре звезды T _i , и его чрезвычайно медленное увеличение отражает тот факт, что скорость генерации энергии в ядре сильно зависит от этой температуры, тогда как она должна соответствовать соотношению масс-люмин. Таким образом, слишком высокая или слишком низкая температура приведет к звездной нестабильности.

Лучшим приближением является принятие ε = l / m , скорость генерации энергии на единицу массы, так как ε пропорциональна t _i¹⁵, где t _i - температура ядра. так же массивно, как и солнце, демонстрируя CNO дает лучше , и Это подходит для звезд, по крайней мере , цикл ^0.78. ^{[ 24 ]}

Пример параметров

В таблице ниже показаны типичные значения для звезд вдоль основной последовательности. Значения светимости ( L ), радиуса ( R ) и массы ( M ) относительно Солнца - звезда карлика со спектральной классификацией G2 V. Фактические значения для звезды могут варьироваться на целых 20–30 % от значений, перечисленных ниже. ^{[ 25 ]}^{[ почему? ]}

Таблица главной последовательности звездных параметров ^{[ 26 ]}
Звездный сорт	Радиус , R / `r` _☉	Масса, М / `м` _☉	Светимость, L / `L` _☉	Температура ( K )	Примеры ^{[ 27 ]}
O2	12	100	800,000	50,000	С 253
O6	0 9.8	0 35	180,000	38,000	Тета ¹ Орион 100
B0	0 7.4	0 18	0 20,000	30,000	Физ ¹ Орион
B5	0 3.8	00 6.5	000, 800	16,400	Пи Андромеда а
А0	0 2.5	00 3.2	000,0 80	10,800	Альфа -короны на бореалисе
A5	0 1.7	00 2.1	000,0 20	0 8,620	Бета -художница
Пл	0 1.3	00 1.7	000,00 6	0 7,240	Гамма Вирджиния
F5	0 1.2	00 1.3	000,00 2.5	0 6,540	Eta Ram
G0	0 1.05	00 1.10	000,00 1.26	0 5,920	Бета -волоса Беренис
G2	0 1 .00	00 1 .00	000,00 1 .00	0 5,780	Солнце ^{[ Примечание 2 ]}
G5	0 0.93	00 0.93	000,00 0.79	0 5,610	Альфа -таблица
K0	0 0.85	00 0.78	000,00 0.40	0 5,240	70 Ophiuchi a
K5	0 0.74	00 0.69	000,00 0.16	0 4,410	61 Cygni ^{[ 28 ]}
M0	0 0.51	00 0.60	000,00 0.072	0 3,800	Лакайл 8760
M5	0 0.18	00 0.15	000,00 0.0027	0 3,120	Это акварии
M8	0 0.11	00 0.08	000,00 0.0004	0 2,650	Звезда Ван Бисбрук ^{[ 29 ]}
L1	0 0.09	00 0.07	000,00 0.00017	0 2,200	2mass J0523–1403

Производство энергии

Все звезды основной последовательности имеют основную область, где энергия генерируется ядерным слиянием. Температура и плотность этого ядра находятся на уровнях, необходимых для поддержания производства энергии, которые будут поддерживать оставшуюся часть звезды. Снижение производства энергии приведет к сжатию сердечника, что приведет к увеличению скорости слияния из -за более высокой температуры и давления. Аналогичным образом, увеличение производства энергии приведет к расширению звезды, снижая давление в ядре. Таким образом, звезда образует саморегулируемую систему в гидростатическом равновесии , которая стабилен в течение всего времени жизни основной последовательности. ^{[ 30 ]}

Звезды основной последовательности используют два типа процессов слияния водорода, а скорость генерации энергии от каждого типа зависит от температуры в области основной области. Астрономы делят основную последовательность на верхнюю и нижнюю части, основываясь на том, что из двух является доминирующим процессом слияния. В нижней основной последовательности энергия в основном генерируется как результат протоновой цепи , которая непосредственно объединяет водород вместе в серии этапов для получения гелия. ^{[ 31 ]} Звезды в верхней основной последовательности имеют достаточно высокие температуры ядра, чтобы эффективно использовать цикл CNO (см. Диаграмму). В этом процессе используются атомы углерода , азота и кислорода в качестве посредников в процессе слияния водорода в гелий.

При звездной температуре ядра 18 миллионов Кельвинов процесс PP и цикл CNO одинаково эффективен, и каждый тип генерирует половину чистой светимости звезды. Поскольку это основная температура звезды с около 1,5 м _☉ , верхняя основная последовательность состоит из звезд над этой массой. Таким образом, грубо говоря, звезды спектрального класса F или кулера относятся к нижней основной последовательности, в то время как звезды A-типа или более горячие звезды-верхняя последовательность. ^{[ 16 ]} Переход в первичную производство энергии от одной формы к другой охватывает разницу в диапазоне менее одной солнечной массы. На солнце, одной звезде солнечной массы, только 1,5% энергии генерируется циклом CNO. ^{[ 32 ]} Напротив, звезды с 1,8 м _☉ или выше генерируют практически всю свою энергию в результате цикла CNO. ^{[ 33 ]}

Наблюдаемый верхний предел для звезды основной последовательности составляет 120–200 м _☉ . ^{[ 34 ]} Теоретическое объяснение этого предела заключается в том, что звезды выше этой массы не могут излучать энергию достаточно быстро, чтобы оставаться стабильной, поэтому любая дополнительная масса будет выброшена в серии пульсаций, пока звезда не достигнет стабильного предела. ^{[ 35 ]} Нижний предел для устойчивого ядерного слияния протона-протона составляет около 0,08 м _☉ или 80 раз превышает массу Юпитера . ^{[ 31 ]} Ниже этого порога находятся суб-звездные объекты, которые не могут поддерживать слияние водорода, известное как коричневые карлики . ^{[ 36 ]}

Структура

Поскольку существует разница температур между сердечником и поверхностью, или фотосферой , энергия транспортируется наружу. Двумя режимами для транспортировки этой энергии являются радиация и конвекция . Радиационная зона , где энергия транспортируется путем радиации, стабильна против конвекции и очень мало смешивания плазмы. В отличие от этого, в зоне конвекции энергия транспортируется путем объемного движения плазмы, с более горячим восходящим материалом и более прохладным материалом спускается. Конвекция является более эффективным режимом для переноса энергии, чем радиация, но она будет происходить только в условиях, которые создают крутой градиент температуры. ^{[ 30 ]}^{[ 37 ]}

В массивных звездах (выше 10 м _☉ ) ^{[ 38 ]} Скорость генерации энергии с помощью цикла CNO очень чувствительна к температуре, поэтому слияние высоко сконцентрировано в сердечнике. Следовательно, в области основной области наблюдается высокий градиент температуры, что приводит к конвекционной зоне для более эффективного транспорта энергии. ^{[ 31 ]} Это смешивание материала вокруг ядра удаляет гелиевую пепел из области сжигания водорода, позволяя потреблять больше водорода в звезде в течение срока службы основной последовательности. Внешние регионы массивной звездной транспортной энергии по радиации, практически без конвекции. ^{[ 30 ]}

Звезды промежуточной массы, такие как Сириус, могут транспортировать энергию в первую очередь путем радиации, с небольшой основной конвекционной областью. ^{[ 39 ]} Звезды с низкой массой среднего размера, такие как Солнце, имеют основную область, которая стабильна против конвекции, с зоной конвекции вблизи поверхности, которая смешивает наружные слои. Это приводит к устойчивому накоплению ядра, богатого гелием, окруженного внешней областью, богатой водородом. Напротив, прохладные, очень низкие звезды (ниже 0,4 м ₎ являются конвективными. ^{[ 12 ]} Таким образом, гелий, произведенный в ядре, распределяется по всей звезде, создавая относительно равномерную атмосферу и пропорционально более длительную жизнь основной последовательности. ^{[ 30 ]}

Изменение цвета светимости

По мере того, как гелиевой гелиевой накапливается, накапливается в ядре звезды основной последовательности, снижение численности водорода на единицу массы приводит к постепенному снижению скорости слияния в этой массе. Поскольку это мощность, приготовленная на слияние, которая поддерживает давление ядра и поддерживает более высокие слои звезды, ядро постепенно сжимается. Это приносит богатый водородом материал в оболочку вокруг богатого гелиевого ядра на глубине, где давление достаточно для слияния. Высокая мощность от этой оболочки выталкивает более высокие слои звезды дальше. Это вызывает постепенное увеличение радиуса и, следовательно, светимость звезды с течением времени. ^{[ 16 ]} Например, светимость раннего солнца составляла всего около 70% от его текущего значения. ^{[ 40 ]} В качестве звездного возраста он, таким образом, меняет свою позицию на диаграмме HR. Эта эволюция отражается в расширении основной полосы последовательностей, которая содержит звезды на различных эволюционных этапах. ^{[ 41 ]}

Другие факторы, которые расширяют основную полосу последовательности на диаграмме HR, включают неопределенность на расстоянии до звезд и наличие неразрешенных бинарных звезд , которые могут изменить наблюдаемые звездные параметры. Тем не менее, даже идеальное наблюдение будет показывать нечеткую основную последовательность, потому что масса не единственный параметр, который влияет на цвет звезды и светимость. звезды Вариации химического состава, вызванные первоначальной численностью, эволюционным статусом , ^{[ 42 ]} взаимодействие с близким компаньоном , ^{[ 43 ]} быстрое вращение , ^{[ 44 ]} Или магнитное поле может слегка изменить позицию HR-диаграммы основной последовательности, чтобы назвать лишь несколько факторов. Например, существуют звезды с бедными металлами (с очень низким содержанием элементов с более высокими атомными числами, чем гелий), которые лежат чуть ниже основной последовательности и известны как поддольные . Эти звезды сливают водород в своих ядрах, и поэтому они отмечают нижний край основной нечеткости последовательности, вызванной дисперсией химического состава. ^{[ 45 ]}

Почти вертикальная область диаграммы HR, известная как полоска нестабильности , занята пульсирующими переменными звездами, известными как переменные Cepheid . Эти звезды различаются по величине через регулярные промежутки времени, придавая им пульсирующую внешность. Полоса пересекает верхнюю часть основной последовательности в области звезд класса A и F , которые находятся от одной и двух солнечных масс. Пульсирующие звезды в этой части полосы нестабильности, пересекающих верхнюю часть основной последовательности, называются переменными Delta Scuti . Звезды основной последовательности в этой области испытывают лишь небольшие изменения в величине, поэтому этот вариант трудно обнаружить. ^{[ 46 ]} Другие классы нестабильных звезд основной последовательности, такие как переменные бета Cephei , не связаны с этой полосой нестабильности.

Продолжительность жизни

Общее количество энергии, которую звезда может генерировать посредством ядерного слияния водорода, ограничено количеством водородного топлива, которое можно потреблять в ядре. Для звезды в равновесии тепловая энергия, генерируемая в ядре, должна быть по крайней мере равна энергии, излучаемой на поверхности. Поскольку светимость дает количество энергии, излучаемой за единицу времени, может быть оценена общая продолжительность жизни, для первого приближения , поскольку полученная общая энергия, деленная на светимость звезды. ^{[ 47 ]}

Для звезды с не менее 0,5 м _☉ , когда водород в его ядре исчерпана и расширяется, чтобы стать красным гигантом , он может начать объединять гелия атомы с образованием углерода . Выход энергии процесса слияния гелия на единицу массы составляет всего примерно в десятом выходе энергии процесса водорода, а светимость звезды увеличивается. ^{[ 48 ]} Это приводит к гораздо более короткой продолжительности времени на этой стадии по сравнению с временем срока службы основной последовательности. (Например, предсказывается, что Солнце будет потратить 130 миллионов лет сжигания гелия, по сравнению с примерно 12 миллиардами лет сжигания водорода.) ^{[ 49 ]} Таким образом, около 90% наблюдаемых звезд выше 0,5 м _☉ будут на основной последовательности. ^{[ 50 ]} В среднем, как известно, звезды основной последовательности следуют эмпирическим отношениям массовой массы . ^{[ 51 ]} Светимость ( L ) звезды примерно пропорциональна общей массе ( M ) в качестве следующего закона о власти :

L\ \propto \ M^{3.5}

Эта связь относится к звездам основной последовательности в диапазоне 0,1–50 м _☉ . ^{[ 52 ]}

Количество топлива, доступное для ядерного слияния, пропорционально массе звезды. Таким образом, время жизни звезды на основной последовательности можно оценить, сравнивая ее с солнечными эволюционными моделями. Солнце было звездой основной последовательности в течение около 4,5 миллиардов лет, и оно станет красным гигантом за 6,5 миллиардов лет, ^{[ 53 ]} для общей жизни основной последовательности примерно 10 ¹⁰ годы. Следовательно: ^{[ 54 ]}

\tau _{\text{MS}}\approx 10^{10}{\text{years}}\left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]\left[{\frac {L_{\bigodot }}{L}}\right]=10^{10}{\text{years}}\left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]^{-2.5}

где m и l являются массой и светимость звезды, соответственно, $M_{\bigodot }$ масса Солнечная , $L_{\bigodot }$ Солневая светимость и $\tau _{\text{MS}}$ является предполагаемой жизнью звезды.

Хотя более массивные звезды имеют больше топлива, чтобы сжигать, и, возможно, интуитивно ожидается длиться дольше, они также излучают пропорционально большую величину с увеличением массы. Это требуется звездным уравнением состояния; Чтобы массивная звезда поддержала равновесие, внешнее давление излучаемой энергии, генерируемой в ядре, не только должно подняться , чтобы соответствовать титаническому внутреннему гравитационному давлению его оболочки. Таким образом, наиболее массивные звезды могут оставаться в основной последовательности всего в течение нескольких миллионов лет, в то время как звезды с менее чем десятой из солнечной массы могут длиться более триллионными годами. ^{[ 55 ]}

Точное соотношение масс-и-и-итехнизации зависит от того, насколько эффективно энергия может быть переносится из сердечника на поверхность. Более высокая непрозрачность обладает изоляционным эффектом, который сохраняет больше энергии в ядре, поэтому звезда не нужно производить столько энергии, чтобы оставаться в гидростатическом равновесии . Напротив, более низкая непрозрачность означает, что энергия уходит быстрее, а звезда должна сжигать больше топлива, чтобы оставаться в равновесии. ^{[ 56 ]} Достаточно высокая непрозрачность может привести к транспортировке энергии посредством конвекции , которая изменяет условия, необходимые для оставшегося в равновесии. ^{[ 16 ]}

У звезд основной последовательности с высокой массой в непрозрачности преобладают рассеяние электронов , которое почти постоянно с повышением температуры. Таким образом, светимость только увеличивается как куб массы звезды. ^{[ 48 ]} Для звезд ниже 10 м _☉ непрозрачность становится зависимой от температуры, что приводит к тому, что светимость варьируется примерно как четвертая сила массы звезды. ^{[ 52 ]} Для звезд с очень низкой массой молекулы в атмосфере также способствуют непрозрачности. Ниже около 0,5 м _☉ светимость звезды варьируется в зависимости от массы к мощности 2,3, создавая сплюсение наклона на графике массы в зависимости от светимости. Однако даже эти усовершенствования являются только приближением, и отношение масс-люмины может варьироваться в зависимости от композиции звезды. ^{[ 12 ]}

Эволюционные треки

Когда звезда основной последовательности поглотила водород в его ядре, потеря производства энергии вызывает его гравитационный коллапс для возобновления, а звезда эволюционирует от основной последовательности. Путь, по которому звезда идет через диаграмму HR, называется эволюционной дорожкой. ^{[ 57 ]}

Звезды с менее чем 0,23 м _☉^{[ 58 ]} прогнозируется, что непосредственно станут белыми карликами , когда выработка энергии путем ядерного слияния водорода в их ядре останавливается, но звезды в этом диапазоне массы имеют основные сроки последовательности дольше, чем нынешний возраст вселенной, поэтому ни звезда не достаточно взрослые для это произошло.

У звезд более массивные, чем 0,23 м _☉ , водород, окружающий ядро гелия, достигает достаточной температуры и давления, чтобы подвергнуться слиянию, образуя оболочку сжигания водорода и вызывая наружные слои звезды для расширения и охлаждения. Стадия, когда эти звезды отошли от основной последовательности, известна как подпадающая ветвь ; Он относительно короткий и выглядит как разрыв в эволюционном пути, так как в этот момент наблюдается несколько звезд.

Когда гелиевое ядро звезд с низкой массой становится вырожденным, или внешние слои звезд промежуточной массы охлаждаются, чтобы стать непрозрачными, их водородные раковины повышают температуру, и звезды начинают становиться более светящимися. Это известно как красная гигантская ветка ; Это относительно долгоживущая стадия, и она появляется на диаграммах H-R. Эти звезды в конечном итоге прекратят свою жизнь как белые карлики. ^{[ 59 ]}^{[ 60 ]}

Самые массивные звезды не становятся красными гигантами; Вместо этого их ядра быстро становятся достаточно горячими, чтобы объединить гелий и в конечном итоге более тяжелые элементы, и они известны как супергианты . Они следуют приблизительно горизонтальным эволюционным трекам из основной последовательности на верхней части диаграммы H - R. Супергианты относительно редки и не показывают заметного вида на большинстве диаграмм H - R. Их ядра в конечном итоге рухнут, как правило, приводят к сверхновой и оставляя после себя нейтронную звезду или черную дыру . ^{[ 61 ]}

Когда кластер звезд образуется примерно в то же время, срок службы основной последовательности этих звезд будет зависеть от их отдельных масс. Наиболее массивные звезды сначала покинут основную последовательность, а затем в последовательности звезд более низких масс. Положение, где звезды в кластере покидают основную последовательность, известна как точка поворота . Зная на этом этапе жизнь основной последовательности звезд, становится возможным оценить возраст кластера. ^{[ 62 ]}

Смотрите также

Списки астрономических объектов

Примечания

^ Измеряя разницу между этими значениями, устраняет необходимость исправления величин на расстояние. Тем не менее, это может повлиять на межзвездное вымирание .
^ Солнце - тип типа G2V звезда.

Ссылки

^ Longair, Malcolm S. (2006). Космический век: история астрофизики и космологии . Издательство Кембриджского университета. С. 25–26 . ISBN 978-0-521-47436-8 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Браун, Лори М.; Паис, Авраам ; Пиппард, А.Б. , ред. (1995). Физика двадцатого века . Бристоль ; Нью -Йорк: Институт физики , Американский институт физики . п. 1696. ISBN 978-0-7503-0310-1 Полем OCLC 33102501 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Рассел, HN (1913). " Гигант" и "Горф" Звезды ". Обсерватория . 36 : 324–329. Bibcode : 1913obs .... 36..324r .
^ Strömgren, Bengt (1933). «О интерпретации Герцспунг-Русселл-Диаграмму». Журнал астрофизики . 7 : 222–248. Bibcode : 1933za ...... 7..222s .
^ Honeyman, Evry L.; Пят, Франциз (1993). Звезды . Пружины. стр. 96-97 . ISBN 978-3-540-54196-7 .
^ Морган, WW; Кинан, ПК; Келлман, Э. (1943). Атлас звездных спектров, с контуром спектральной классификации . Чикаго, Иллинойс: Университет Чикагской Прессы . Получено 2008-08-12 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в UNSöld, Albrecht (1969). Новый космос . Springer-Verlag New York Inc. с. 268. ISBN 978-0-387-90886-1 .
^ Келли, Патрик Л.; и др. (2 апреля 2018 г.). «Чрезвычайное увеличение отдельной звезды в Redshift 1.5 с помощью галактик-кластерной объектива». Природа . 2 (4): 334–342. Arxiv : 1706.10279 . Bibcode : 2018natas ... 2..334K . doi : 10.1038/s41550-018-0430-3 . S2CID 125826925 .
^ Хауэлл, Элизабет (2 апреля 2018 года). «Редкое космическое выравнивание раскрывает самую далекую звезду, когда -либо видела» . Space.com . Получено 2 апреля 2018 года .
^ «Самые яркие звезды не живут одни» . ESO Пресс -релиз . Получено 27 июля 2012 года .
^ Глоклер, Джордж; Geiss, Johannes (2004). «Композиция локальной межзвездной среды как диагностирована с ионами пикапов». Достижения в области космических исследований . 34 (1): 53–60. Bibcode : 2004adspr..34 ... 53g . doi : 10.1016/j.asr.2003.02.054 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Крупа, Павел (2002). «Первоначальная массовая функция звезд: доказательства однородности в переменных системах» . Наука . 295 (5552): 82–91. Arxiv : Astro-ph/0201098 . Bibcode : 2002sci ... 295 ... 82K . doi : 10.1126/science.1067524 . PMID 11778039 . S2CID 14084249 . Получено 2007-12-03 .
^ Шиллинг, Говерт (2001). «Новая модель показывает, что Sun была горячей молодой звездой» . Наука . 293 (5538): 2188–2189. doi : 10.1126/science.293.5538.2188 . PMID 11567116 . S2CID 33059330 .
^ «Основная последовательность нулевого возраста» . Сан -энциклопедия астрономии . Университет Суинберна . Получено 2007-12-09 .
^ Хансен, Карл Дж.; Кавалер, Стивен Д. (1999), Stellar Interiors: Физические принципы, структура и эволюция , библиотека астрономии и астрофизики, Springer Science & Business Media, с. 39, ISBN 978-0-387-94138-7
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Университет Чикагской Прессы. ISBN 978-0-226-10953-4 .
^ Петтерсен, Br; Hawley, SL (1989-06-01). «Спектроскопическое обследование красных звезд вспышки карлика» . Астрономия и астрофизика . 217 : 187–200. Bibcode : 1989a & A ... 217..187p . ISSN 0004-6361 .
^ «Основные звезды последовательности» . Австралийский телескоп и образование. Архивировано из оригинала 2021-11-25.
^ Хардинг Э. Смит (21 апреля 1999 г.). «Диаграмма Hertzsprung-Russell» . Учебник Джина Смита по астрономии . Центр астрофизики и космических наук, Калифорнийский университет, Сан -Диего . Получено 2009-10-29 .
^ Ричард Пауэлл (2006). «Диаграмма Hertzsprung Russell» . Атлас вселенной . Получено 2009-10-29 .
^ Мур, Патрик (2006). Астроном -любитель . Спрингер. ISBN 978-1-85233-878-7 .
^ "Белый карлик" . Космос - энциклопедия Сан -Астрономии . Университет Суинберна . Получено 2007-12-04 .
^ «Происхождение предпочтения Герца-Россия» . Вселенная Небраска . Получено 2007-12-06 .
^ «Курс по физическим свойствам, формированию и эволюции звезд» (PDF) . Университет Сент -Эндрюс. Архивировано из оригинала (PDF) 2020-12-02 . Получено 2010-05-18 .
^ Siess, Lionel (2000). «Вычисление изохронов» . Институт D'Astronomie et D'Astrophysique, Université Libre de Bruxelles. Архивировано из оригинала 2014-01-10 . Получено 2007-12-06 . - КОМПАР, например, модель изохроны, генерируемые для ZAMS 1,1 солнечных масс. Это указано в таблице в 1,26 раза больше солнечной светимости . При металличности z = 0,01 светимость в 1,34 раза солнечная светимость. При металличности z = 0,04 светимость в 0,89 раза больше солнечной светимости.
^ Zombeck, Martin V. (1990). Справочник космической астрономии и астрофизики (2 -е изд.). Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-34787-7 Полем Получено 2007-12-06 .
^ «Астрономическая база данных Simbad» . Страсбургский астрономический центр обработки данных . Получено 2008-11-21 .
^ Удача, Р. Эрл; Heiter, Ulrike (2005). «Звезды в пределах 15 парсеков: численность для северного образца» . Астрономический журнал . 129 (2): 1063–1083. Bibcode : 2005aj .... 129.1063L . doi : 10.1086/427250 .
^ Персонал (1 января 2008 г.). «Список ближайших сотен самых звездных систем» . Исследовательский консорциум на близлежащих звездах. Архивировано из оригинала 13 мая 2012 года . Получено 2008-08-12 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} Брейнерд, Джером Джеймс (16 февраля 2005 г.). «Звезды основной последовательности» . Зритель астрофизики . Получено 2007-12-04 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Karttunen, Hannu (2003). Фундаментальная астрономия . Спрингер. ISBN 978-3-540-00179-9 .
^ Bahcall, John N.; Pinsonneault, MH; Басу, Сарбани (2003). «Солнечные модели: текущие эпохи и временные зависимости, нейтрино и гелиосеймологические свойства». Астрофизический журнал . 555 (2): 990–1012. Arxiv : Astro-ph/02123331 . Bibcode : 2001Apj ... 555..990b . doi : 10.1086/321493 . S2CID 13798091 .
^ Саларис, Маурицио; Кассиси, Санти (2005). Эволюция звезд и звездных популяций . Джон Уайли и сыновья. п. 128 ISBN 978-0-470-09220-0 .
^ Oey, ms; Кларк, CJ (2005). «Статистическое подтверждение звездного предела верхней массы». Астрофизический журнал . 620 (1): L43 - L46. Arxiv : Astro-ph/0501135 . Bibcode : 2005Apj ... 620L..43O . doi : 10.1086/428396 . S2CID 7280299 .
^ Зибарт, Кеннет (1970). «На верхнем пределе массы для звезд основной последовательности». Астрофизический журнал . 162 : 947–962. Bibcode : 1970pj ... 162..947Z . doi : 10.1086/150726 .
^ Берроуз, Адам; Хаббард, Уильям Б.; Самон, Дидье; Лунин, Джонатан И. (1993). «Расширенный набор коричневых карликов и моделей с очень низкой массовой звездой» . Астрофизический журнал . 406 (1): 158–71. Bibcode : 1993Apj ... 406..158b . doi : 10.1086/172427 .
^ Аллер, Лоуренс Х. (1991). Атомы, звезды и туманность . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-31040-6 .
^ Брессан, Аг; Chiosi, C.; Бертелли, Г. (1981). «Потеря массы и превышение в массивных звездах». Астрономия и астрофизика . 102 (1): 25–30. Bibcode : 1981a & A ... 102 ... 25b .
^ Лохнер, Джим; Гибб, Мередит; Ньюман, Фил (6 сентября 2006 г.). "Звезды" . НАСА. Архивировано с оригинала 2014-11-19 . Получено 2007-12-05 .
^ Гоф, до (1981). «Солнечная внутренняя структура и вариации светимости». Солнечная физика . 74 (1): 21–34. Bibcode : 1981soph ... 74 ... 21g . doi : 10.1007/bf00151270 . S2CID 120541081 .
^ Падманабхан, Тану (2001). Теоретическая астрофизика . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-56241-6 .
^ Райт, JT (2004). "Знаем ли мы с минимальными звездами Маундера?" Полем Астрономический журнал . 128 (3): 1273–1278. Arxiv : Astro-ph/0406338 . Bibcode : 2004aj .... 128.1273W . doi : 10.1086/4232221 . S2CID 118975831 . Получено 2007-12-06 .
^ Тайлер, Роджер Джон (1994). Звезды: их структура и эволюция . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-45885-6 .
^ Сладкий, IPA; Рой, AE (1953). «Структура вращающихся звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 113 (6): 701–715. Bibcode : 1953mnras.113..701s . doi : 10.1093/mnras/113.6.701 .
^ Бургассер, Адам Дж.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Lépine, Sébastien (5–9 июля 2004 г.). Spitzer Исследования Ultracool Subdwarfs: Metal Metal позднего типа M, L и T Dwarfs . Материалы 13 -й Кембриджской мастерской на прохладных звездах, звездных системах и солнцу . Гамбург, Германия: Дордрехт, Д. Рейдель издательская компания с. 237. Bibcode : 2005esasp.560..237b . Получено 2007-12-06 .
^ Зеленый, SF; Джонс, Марк Генри; Burnell, S. Jocelyn (2004). Введение в солнце и звезды . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-54622-5 .
^ Ричмонд, Майкл У. (10 ноября 2004 г.). «Звездная эволюция на основной последовательности» . Рочестерский технологический институт . Получено 2007-12-03 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Приальник, Дина (2000). Введение в теорию звездной структуры и эволюции . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-65937-6 .
^ Schröder, K.-P.; Коннон Смит, Роберт (май 2008 г.). «Отдаленное будущее Солнца и Земли пересматривало» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 386 (1): 155–163. Arxiv : 0801.4031 . Bibcode : 2008mnras.386..155s . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x . S2CID 10073988 .
^ Арнетт, Дэвид (1996). Сверхновы и нуклеосинтез: исследование истории материи, от большого взрыва до настоящего . ПРИЗНАЯ УНИВЕРСИТЕТА ПРИСЕТА. ISBN 978-0-691-01147-9 Полем - гидрогеновое слияние производит 8 × 10 ¹⁴ J / кг , в то время как гелиевое слияние производит 8 × 10 ¹³ J / кг.
^ Для подробной исторической реконструкции теоретического вывода этих отношений Эддингтоном в 1924 году см. Lecchini, Stefano (2007). Как гномы стали гигантами. Открытие отношения массовой и люминозности . Берн исследования по истории и философии науки. ISBN 978-3-9522882-6-9 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Rolfs, Claus E.; Родни, Уильям С. (1988). Котлы в космосе: ядерная астрофизика . Университет Чикагской Прессы. ISBN 978-0-226-72457-7 .
^ Сакманн, И.-Джулиана; Boothroyd, Arnold I.; Крамер, Кэтлин Э. (ноябрь 1993). «Наше Солнце III. НАСТОЯЩИЕ И БУДУЩЕЕ» . Астрофизический журнал . 418 : 457–468. Bibcode : 1993Apj ... 418..457S . doi : 10.1086/173407 .
^ Хансен, Карл Дж.; Кавалер, Стивен Д. (1994). Звездные интерьеры: физические принципы, структура и эволюция . Birkhäuser. п. 28 ISBN 978-0-387-94138-7 .
^ Лафлин, Грегори; Боденгеймер, Петр; Адамс, Фред С. (1997). «Конец основной последовательности» . Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Bibcode : 1997Apj ... 482..420L . doi : 10.1086/304125 .
^ Имамура, Джеймс Н. (7 февраля 1995 г.). «Отношения массовой и использованной» . Университет Орегона. Архивировано из оригинала 14 декабря 2006 года . Получено 8 января 2007 года .
^ Ико Ибен (29 ноября 2012 г.). Звездная эволюционная физика . Издательство Кембриджского университета. С. 1481–. ISBN 978-1-107-01657-6 .
^ Адамс, Фред С.; Лафлин, Грегори (апрель 1997 г.). «Умирающая вселенная: долгосрочная судьба и эволюция астрофизических объектов». Обзоры современной физики . 69 (2): 337–372. Arxiv : Astro-ph/9701131 . Bibcode : 1997rvmp ... 69..337a . doi : 10.1103/revmodphys.69.337 . S2CID 12173790 .
^ Персонал (12 октября 2006 г.). «Звезды последовательности после мании» . Австралийский телескоп и образование. Архивировано с оригинала 20 января 2013 года . Получено 2008-01-08 .
^ Girardi, L.; Брессан, А.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). «Эволюционные треки и изохроны для звезд с низкой и промежуточной массой: от 0,15 до 7 м _солнца и от z = 0,0004 до 0,03». Астрономия и астрофизика . 141 (3): 371–383. Arxiv : Astro-ph/9910164 . Bibcode : 2000a и AS..141..371G . doi : 10.1051/aas: 2000126 . S2CID 14566232 .
^ Ситко, Майкл Л. (24 марта 2000 г.). «Звездная структура и эволюция» . Университет Цинциннати. Архивировано из оригинала 26 марта 2005 года . Получено 2007-12-05 .
^ Краусс, Лоуренс М.; Чабойер, Брайан (2003). «Возрастные оценки глобулярных кластеров по Млечному пути: ограничения на космологию». Наука . 299 (5603): 65–69. Bibcode : 2003sci ... 299 ... 65K . doi : 10.1126/science.1075631 . PMID 12511641 . S2CID 10814581 .

Дальнейшее чтение

Общий

Киппенхан, Рудольф, 100 миллиардов солнц , базовые книги, Нью -Йорк, 1983.

Технический

Арнетт, Дэвид (1996). Сверхновые и нуклеосинтез . Принстон: издательство Принстонского университета .
Бахкалл, Джон Н. (1989). Нейтрино астрофизика . Кембридж: издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-37975-5 .
Bahcall, John N.; Pinsonneault, MH; Басу, Сарбани (2001). «Солнечные модели: текущие эпохи и временные зависимости, нейтрино и гелиосеймологические свойства». Астрофизический журнал . 555 (2): 990–1012. Arxiv : Astro-ph/0010346 . Bibcode : 2001Apj ... 555..990b . doi : 10.1086/321493 . S2CID 13798091 .
Барнс, Калифорния; Клейтон, DD; Schramm, DN, eds. (1982). Эссе в ядерной астрофизике . Кембридж: издательство Кембриджского университета.
Bowers, Richard L.; Deeming, Terry (1984). Астрофизика I: Звезды . Бостон: Джонс и Бартлетт.
Кэрролл, Брэдли В. и Остли, Дейл А. (2007). Введение в современную астрофизику . Сан-Франциско: Pearson Education Addison-Wesley. ISBN 978-0-8053-0402-2 .
Шабр, Жиль; Baraffe, Isabelle (2000). «Теория звезд с низкой массой и субстандарных объектов». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 38 : 337–377. Arxiv : Astro-ph/0006383 . Бибкод : 20000 и A..38..337c . doi : 10.1146/annurev.astro.38.1.337 . S2CID 59325115 .
Чандрасекхар С. (1967). Введение в изучение звездной структуры . Нью -Йорк: Дувер.
Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Чикаго : Чикагский университет. ISBN 978-0-226-10952-7 .
Кокс, JP; Джули, RT (1968). Принципы звездной структуры . Нью -Йорк : Гордон и Бруч.
Фаулер, Уильям А .; Caughlan, Georgeanne R ; Циммерман, Барбара А. (1967). «Скорость термоядерной реакции, я». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 5 : 525. Bibcode : 1967ara & A ... 5..525f . doi : 10.1146/annurev.aa.05.090167.002521 .
Фаулер, Уильям А.; Caughlan, Georgeanna R.; Циммерман, Барбара А. (1975). «Скорость термоядерной реакции, II». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 13 : 69. Bibcode : 1975ara & A..13 ... 69f . doi : 10.1146/annurev.aa.13.090175.000441 .
Хансен, Карл Дж.; Кавалер, Стивен Д.; Тримбл, Вирджиния (2004). Звездные интерьеры: физические принципы, структура и эволюция, второе издание . Нью-Йорк: Springer-Verlag.
Харрис, Майкл Дж.; Фаулер, Уильям А.; Caughlan, Georgeanna R.; Циммерман, Барбара А. (1983). «Скорость термоядерной реакции, III». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 21 : 165. Bibcode : 1983ara & A..21..165H . doi : 10.1146/annurev.aa.21.090183.001121 .
Ибен, Ико -младший (1967). «Звездная эволюция внутри и вне основной последовательности». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 5 : 571. Bibcode : 1967ara & A ... 5..571i . doi : 10.1146/annurev.aa.05.090167.003035 .
Иглесиас, Карлос А.; Роджерс, Форрест Дж. (1996). «Обновленные опальные невыпадения». Астрофизический журнал . 464 : 943. Bibcode : 1996apj ... 464..943i . doi : 10.1086/177381 .
Киппен Тэп, Рудольф; Вейгерт, Альфред (1990). Звездная структура и эволюция . Берлин: Springer-Verlag .
Либерт, Джеймс; Пробст, Рональд Г. (1987). «Очень низко массовые звезды». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 25 : 437. Bibcode : 1987ara & A..25..473L . doi : 10.1146/annurev.aa.25.090187.002353 .
Novotny, Eva (1973). Введение в звездную атмосферу и интерьер . Нью -Йорк: издательство Оксфордского университета .
Падманабхан Т. (2002). Теоретическая астрофизика . Кембридж: издательство Кембриджского университета.
Приальник, Дина (2000). Введение в теорию звездной структуры и эволюции . Кембридж: издательство Кембриджского университета. Bibcode : 2000itss.book ..... p .
Шор, Стивен Н. (2003). Гобелен современной астрофизики . Хобокен: Джон Уайли и сыновья.

[19] Измеряя разницу между этими значениями, устраняет необходимость исправления величин на расстояние. Тем не менее, это может повлиять на межзвездное вымирание .

[bydef-29] Солнце - тип типа G2V звезда.

[longair06-1] Longair, Malcolm S. (2006). Космический век: история астрофизики и космологии . Издательство Кембриджского университета. С. 25–26 . ISBN 978-0-521-47436-8 .

[brown-2] Jump up to: ^а ^{беременный} Браун, Лори М.; Паис, Авраам ; Пиппард, А.Б. , ред. (1995). Физика двадцатого века . Бристоль ; Нью -Йорк: Институт физики , Американский институт физики . п. 1696. ISBN 978-0-7503-0310-1 Полем OCLC 33102501 .

[obs36-3] Jump up to: ^а ^{беременный} Рассел, HN (1913). " Гигант" и "Горф" Звезды ". Обсерватория . 36 : 324–329. Bibcode : 1913obs .... 36..324r .

[zfa7-4] Strömgren, Bengt (1933). «О интерпретации Герцспунг-Русселл-Диаграмму». Журнал астрофизики . 7 : 222–248. Bibcode : 1933za ...... 7..222s .

[schatzman33-5] Honeyman, Evry L.; Пят, Франциз (1993). Звезды . Пружины. стр. 96-97 . ISBN 978-3-540-54196-7 .

[keenan_morgan43-6] Морган, WW; Кинан, ПК; Келлман, Э. (1943). Атлас звездных спектров, с контуром спектральной классификации . Чикаго, Иллинойс: Университет Чикагской Прессы . Получено 2008-08-12 .

[tnc-7] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в UNSöld, Albrecht (1969). Новый космос . Springer-Verlag New York Inc. с. 268. ISBN 978-0-387-90886-1 .

[NA-20180402-8] Келли, Патрик Л.; и др. (2 апреля 2018 г.). «Чрезвычайное увеличение отдельной звезды в Redshift 1.5 с помощью галактик-кластерной объектива». Природа . 2 (4): 334–342. Arxiv : 1706.10279 . Bibcode : 2018natas ... 2..334K . doi : 10.1038/s41550-018-0430-3 . S2CID 125826925 .

[SPC-20180402-9] Хауэлл, Элизабет (2 апреля 2018 года). «Редкое космическое выравнивание раскрывает самую далекую звезду, когда -либо видела» . Space.com . Получено 2 апреля 2018 года .

[10] «Самые яркие звезды не живут одни» . ESO Пресс -релиз . Получено 27 июля 2012 года .

[asr34_1-11] Глоклер, Джордж; Geiss, Johannes (2004). «Композиция локальной межзвездной среды как диагностирована с ионами пикапов». Достижения в области космических исследований . 34 (1): 53–60. Bibcode : 2004adspr..34 ... 53g . doi : 10.1016/j.asr.2003.02.054 .

[science295_5552-12] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Крупа, Павел (2002). «Первоначальная массовая функция звезд: доказательства однородности в переменных системах» . Наука . 295 (5552): 82–91. Arxiv : Astro-ph/0201098 . Bibcode : 2002sci ... 295 ... 82K . doi : 10.1126/science.1067524 . PMID 11778039 . S2CID 14084249 . Получено 2007-12-03 .

[science293_5538-13] Шиллинг, Говерт (2001). «Новая модель показывает, что Sun была горячей молодой звездой» . Наука . 293 (5538): 2188–2189. doi : 10.1126/science.293.5538.2188 . PMID 11567116 . S2CID 33059330 .

[zams_sao-14] «Основная последовательность нулевого возраста» . Сан -энциклопедия астрономии . Университет Суинберна . Получено 2007-12-09 .

[Hansen1999-15] Хансен, Карл Дж.; Кавалер, Стивен Д. (1999), Stellar Interiors: Физические принципы, структура и эволюция , библиотека астрономии и астрофизики, Springer Science & Business Media, с. 39, ISBN 978-0-387-94138-7

[clayton83-16] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Университет Чикагской Прессы. ISBN 978-0-226-10953-4 .

[17] Петтерсен, Br; Hawley, SL (1989-06-01). «Спектроскопическое обследование красных звезд вспышки карлика» . Астрономия и астрофизика . 217 : 187–200. Bibcode : 1989a & A ... 217..187p . ISSN 0004-6361 .

[mss_atoe-18] «Основные звезды последовательности» . Австралийский телескоп и образование. Архивировано из оригинала 2021-11-25.

[smith91-20] Хардинг Э. Смит (21 апреля 1999 г.). «Диаграмма Hertzsprung-Russell» . Учебник Джина Смита по астрономии . Центр астрофизики и космических наук, Калифорнийский университет, Сан -Диего . Получено 2009-10-29 .

[powell06-21] Ричард Пауэлл (2006). «Диаграмма Hertzsprung Russell» . Атлас вселенной . Получено 2009-10-29 .

[moore06-22] Мур, Патрик (2006). Астроном -любитель . Спрингер. ISBN 978-1-85233-878-7 .

[wd_sao-23] "Белый карлик" . Космос - энциклопедия Сан -Астрономии . Университет Суинберна . Получено 2007-12-04 .

[ohrd-24] «Происхождение предпочтения Герца-Россия» . Вселенная Небраска . Получено 2007-12-06 .

[25] «Курс по физическим свойствам, формированию и эволюции звезд» (PDF) . Университет Сент -Эндрюс. Архивировано из оригинала (PDF) 2020-12-02 . Получено 2010-05-18 .

[siess00-26] Siess, Lionel (2000). «Вычисление изохронов» . Институт D'Astronomie et D'Astrophysique, Université Libre de Bruxelles. Архивировано из оригинала 2014-01-10 . Получено 2007-12-06 . - КОМПАР, например, модель изохроны, генерируемые для ZAMS 1,1 солнечных масс. Это указано в таблице в 1,26 раза больше солнечной светимости . При металличности z = 0,01 светимость в 1,34 раза солнечная светимость. При металличности z = 0,04 светимость в 0,89 раза больше солнечной светимости.

[zombeck-27] Zombeck, Martin V. (1990). Справочник космической астрономии и астрофизики (2 -е изд.). Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-34787-7 Полем Получено 2007-12-06 .

[simbad-28] «Астрономическая база данных Simbad» . Страсбургский астрономический центр обработки данных . Получено 2008-11-21 .

[apj129-30] Удача, Р. Эрл; Heiter, Ulrike (2005). «Звезды в пределах 15 парсеков: численность для северного образца» . Астрономический журнал . 129 (2): 1063–1083. Bibcode : 2005aj .... 129.1063L . doi : 10.1086/427250 .

[recons-31] Персонал (1 января 2008 г.). «Список ближайших сотен самых звездных систем» . Исследовательский консорциум на близлежащих звездах. Архивировано из оригинала 13 мая 2012 года . Получено 2008-08-12 .

[brainerd-32] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} Брейнерд, Джером Джеймс (16 февраля 2005 г.). «Звезды основной последовательности» . Зритель астрофизики . Получено 2007-12-04 .

[hannu-33] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Karttunen, Hannu (2003). Фундаментальная астрономия . Спрингер. ISBN 978-3-540-00179-9 .

[apj555-34] Bahcall, John N.; Pinsonneault, MH; Басу, Сарбани (2003). «Солнечные модели: текущие эпохи и временные зависимости, нейтрино и гелиосеймологические свойства». Астрофизический журнал . 555 (2): 990–1012. Arxiv : Astro-ph/02123331 . Bibcode : 2001Apj ... 555..990b . doi : 10.1086/321493 . S2CID 13798091 .

[maurizio05-35] Саларис, Маурицио; Кассиси, Санти (2005). Эволюция звезд и звездных популяций . Джон Уайли и сыновья. п. 128 ISBN 978-0-470-09220-0 .

[apj620_1-36] Oey, ms; Кларк, CJ (2005). «Статистическое подтверждение звездного предела верхней массы». Астрофизический журнал . 620 (1): L43 - L46. Arxiv : Astro-ph/0501135 . Bibcode : 2005Apj ... 620L..43O . doi : 10.1086/428396 . S2CID 7280299 .

[apj162-37] Зибарт, Кеннет (1970). «На верхнем пределе массы для звезд основной последовательности». Астрофизический журнал . 162 : 947–962. Bibcode : 1970pj ... 162..947Z . doi : 10.1086/150726 .

[apj406_1-38] Берроуз, Адам; Хаббард, Уильям Б.; Самон, Дидье; Лунин, Джонатан И. (1993). «Расширенный набор коричневых карликов и моделей с очень низкой массовой звездой» . Астрофизический журнал . 406 (1): 158–71. Bibcode : 1993Apj ... 406..158b . doi : 10.1086/172427 .

[aller91-39] Аллер, Лоуренс Х. (1991). Атомы, звезды и туманность . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-31040-6 .

[aaa102_1-40] Брессан, Аг; Chiosi, C.; Бертелли, Г. (1981). «Потеря массы и превышение в массивных звездах». Астрономия и астрофизика . 102 (1): 25–30. Bibcode : 1981a & A ... 102 ... 25b .

[lockner06-41] Лохнер, Джим; Гибб, Мередит; Ньюман, Фил (6 сентября 2006 г.). "Звезды" . НАСА. Архивировано с оригинала 2014-11-19 . Получено 2007-12-05 .

[sp74-42] Гоф, до (1981). «Солнечная внутренняя структура и вариации светимости». Солнечная физика . 74 (1): 21–34. Bibcode : 1981soph ... 74 ... 21g . doi : 10.1007/bf00151270 . S2CID 120541081 .

[padmanabhan01-43] Падманабхан, Тану (2001). Теоретическая астрофизика . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-56241-6 .

[apj128_3-44] Райт, JT (2004). "Знаем ли мы с минимальными звездами Маундера?" Полем Астрономический журнал . 128 (3): 1273–1278. Arxiv : Astro-ph/0406338 . Bibcode : 2004aj .... 128.1273W . doi : 10.1086/4232221 . S2CID 118975831 . Получено 2007-12-06 .

[tayler94-45] Тайлер, Роджер Джон (1994). Звезды: их структура и эволюция . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-45885-6 .

[mnras113-46] Сладкий, IPA; Рой, AE (1953). «Структура вращающихся звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 113 (6): 701–715. Bibcode : 1953mnras.113..701s . doi : 10.1093/mnras/113.6.701 .

[cwcs13-47] Бургассер, Адам Дж.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Lépine, Sébastien (5–9 июля 2004 г.). Spitzer Исследования Ultracool Subdwarfs: Metal Metal позднего типа M, L и T Dwarfs . Материалы 13 -й Кембриджской мастерской на прохладных звездах, звездных системах и солнцу . Гамбург, Германия: Дордрехт, Д. Рейдель издательская компания с. 237. Bibcode : 2005esasp.560..237b . Получено 2007-12-06 .

[green04-48] Зеленый, SF; Джонс, Марк Генри; Burnell, S. Jocelyn (2004). Введение в солнце и звезды . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-54622-5 .

[rit_ms-49] Ричмонд, Майкл У. (10 ноября 2004 г.). «Звездная эволюция на основной последовательности» . Рочестерский технологический институт . Получено 2007-12-03 .

[prialnik00-50] Jump up to: ^а ^{беременный} Приальник, Дина (2000). Введение в теорию звездной структуры и эволюции . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-65937-6 .

[mnras386_1-51] Schröder, K.-P.; Коннон Смит, Роберт (май 2008 г.). «Отдаленное будущее Солнца и Земли пересматривало» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 386 (1): 155–163. Arxiv : 0801.4031 . Bibcode : 2008mnras.386..155s . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x . S2CID 10073988 .

[arnett96-52] Арнетт, Дэвид (1996). Сверхновы и нуклеосинтез: исследование истории материи, от большого взрыва до настоящего . ПРИЗНАЯ УНИВЕРСИТЕТА ПРИСЕТА. ISBN 978-0-691-01147-9 Полем - гидрогеновое слияние производит 8 × 10 ¹⁴ J / кг , в то время как гелиевое слияние производит 8 × 10 ¹³ J / кг.

[lecchini07-53] Для подробной исторической реконструкции теоретического вывода этих отношений Эддингтоном в 1924 году см. Lecchini, Stefano (2007). Как гномы стали гигантами. Открытие отношения массовой и люминозности . Берн исследования по истории и философии науки. ISBN 978-3-9522882-6-9 .

[rolfs_rodney88-54] Jump up to: ^а ^{беременный} Rolfs, Claus E.; Родни, Уильям С. (1988). Котлы в космосе: ядерная астрофизика . Университет Чикагской Прессы. ISBN 978-0-226-72457-7 .

[apj418-55] Сакманн, И.-Джулиана; Boothroyd, Arnold I.; Крамер, Кэтлин Э. (ноябрь 1993). «Наше Солнце III. НАСТОЯЩИЕ И БУДУЩЕЕ» . Астрофизический журнал . 418 : 457–468. Bibcode : 1993Apj ... 418..457S . doi : 10.1086/173407 .

[hansen_kawaler94-56] Хансен, Карл Дж.; Кавалер, Стивен Д. (1994). Звездные интерьеры: физические принципы, структура и эволюция . Birkhäuser. п. 28 ISBN 978-0-387-94138-7 .

[apj482-57] Лафлин, Грегори; Боденгеймер, Петр; Адамс, Фред С. (1997). «Конец основной последовательности» . Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Bibcode : 1997Apj ... 482..420L . doi : 10.1086/304125 .

[imamura07-58] Имамура, Джеймс Н. (7 февраля 1995 г.). «Отношения массовой и использованной» . Университет Орегона. Архивировано из оригинала 14 декабря 2006 года . Получено 8 января 2007 года .

[Iben2012-59] Ико Ибен (29 ноября 2012 г.). Звездная эволюционная физика . Издательство Кембриджского университета. С. 1481–. ISBN 978-1-107-01657-6 .

[romp69-60] Адамс, Фред С.; Лафлин, Грегори (апрель 1997 г.). «Умирающая вселенная: долгосрочная судьба и эволюция астрофизических объектов». Обзоры современной физики . 69 (2): 337–372. Arxiv : Astro-ph/9701131 . Bibcode : 1997rvmp ... 69..337a . doi : 10.1103/revmodphys.69.337 . S2CID 12173790 .

[pmss_atoe-61] Персонал (12 октября 2006 г.). «Звезды последовательности после мании» . Австралийский телескоп и образование. Архивировано с оригинала 20 января 2013 года . Получено 2008-01-08 .

[aaas141-62] Girardi, L.; Брессан, А.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). «Эволюционные треки и изохроны для звезд с низкой и промежуточной массой: от 0,15 до 7 м _солнца и от z = 0,0004 до 0,03». Астрономия и астрофизика . 141 (3): 371–383. Arxiv : Astro-ph/9910164 . Bibcode : 2000a и AS..141..371G . doi : 10.1051/aas: 2000126 . S2CID 14566232 .

[sitko00-63] Ситко, Майкл Л. (24 марта 2000 г.). «Звездная структура и эволюция» . Университет Цинциннати. Архивировано из оригинала 26 марта 2005 года . Получено 2007-12-05 .

[science299_5603-64] Краусс, Лоуренс М.; Чабойер, Брайан (2003). «Возрастные оценки глобулярных кластеров по Млечному пути: ограничения на космологию». Наука . 299 (5603): 65–69. Bibcode : 2003sci ... 299 ... 65K . doi : 10.1126/science.1075631 . PMID 12511641 . S2CID 10814581 .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ Примечание 1 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[ 25 ]

[ 26 ]

[ 27 ]

[ Примечание 2 ]

[ 28 ]

[ 29 ]

[ 30 ]

[ 31 ]

[ 32 ]

[ 33 ]

[ 34 ]

[ 35 ]

[ 36 ]

[ 37 ]

[ 38 ]

[ 39 ]

[ 40 ]

[ 41 ]

[ 42 ]

[ 43 ]

[ 44 ]

[ 45 ]

[ 46 ]

[ 47 ]

[ 48 ]

[ 49 ]

[ 50 ]

[ 51 ]

[ 52 ]

[ 53 ]

[ 54 ]

[ 55 ]

[ 56 ]

[ 57 ]

[ 58 ]

[ 59 ]

[ 60 ]

[ 61 ]

[ 62 ]