Fő sorozat

A fő sorozat a csillagfejlődés  szakasza , valamint a Hertzsprung-Russell diagram azon területe, amelyet a csillagok ebben a szakaszban alkotnak, és a megfelelő fényességi osztály .

A csillagok a protocsillag -stádium után lépnek be a fő sorozatba  - amikor egyetlen energiaforrásuk a magban zajló hidrogénből a hélium fúziójának termonukleáris reakciója . Ezen a ponton a csillag kora nullának számít, és az úgynevezett kezdeti fősorozaton van. A hidrogén elfogyásával a csillag kissé fényesebbé válik, eltávolodik a kezdeti fősorozattól, és amikor már nem marad hidrogén a magban, a csillag végül elhagyja a fősorozatot, és ennek módja a csillag tömegétől függ. Mindenesetre az evolúció további szakaszai sokkal rövidebb ideig tartanak, mint a fősorozat szakasza, és ennek eredményeként az Univerzum csillagainak túlnyomó többsége , beleértve a Napot is, a fő sorozathoz tartozik. A kis tömegű fősorozatú csillagok bolygórendszerei a lakható bolygók keresésében érdekesek,  hosszú létezésük és a lakható zóna stabil mérete miatt .

A fő szekvenciát először a 20. század elején fedezték fel és írták le több önálló munkában, amelyben a spektrum-fényesség diagramot építették. A 20. század közepén a fősorozatú csillagok természetét és fejlődését tisztázták.

A Hertzsprung-Russell diagramban a fő sorozat átlósan fut a bal felső saroktól (nagy fényerő , kék) a jobb alsó sarokig (alacsony fényerő, piros). Így a fősorozatú csillagok tömege, mérete, hőmérséklete és fényessége szorosan összefügg egymással, és meglehetősen széles tartományba esik.

Tulajdonságok

Alaptulajdonságok

A fősorozatú csillagok fényessége, sugarai és hőmérsékletei meglehetősen széles tartományban változnak: 10 -4 és 10 6 L ⊙ közötti fényerő (és abszolút magnitúdója -6 m és +16 m között [1] ), sugara 0,1 több mint 10 R ⊙ , hőmérséklet - 3-50 ezer K [2] [3] . Ezek a mennyiségek azonban szorosan összefüggenek egymással, aminek következtében a Hertzsprung-Russell diagram fősorozatának csillagai egy majdnem átlós sávot foglalnak el, amely a fényes kék csillagoktól a halványvörösig terjed [4] . A fősorozatú csillagok V fényességi osztályúak [5] . Az összes csillag 90%-a, beleértve a Napot is, a fősorozathoz tartozik, ami az evolúció ezen szakaszának hosszú időtartamának köszönhető (lásd alább ) [6] .

A fenti paramétereket elsősorban a csillag tömege határozza meg. A csillag egyéb tulajdonságai is befolyásolják őket, de sokkal kisebb mértékben, mint a tömeg (lásd alább ) [7] . Ha a csillagot teljesen fekete testnek tekintjük , akkor a fényessége arányos a sugár négyzetével és az effektív hőmérséklet negyedik hatványával a Stefan-Boltzmann törvény szerint [ 6] :

hol  van a Stefan-Boltzmann állandó . Ez a törvény minden csillagra vonatkozik, nem csak a fősorozat csillagaira. A fősorozatú csillagok esetében a tömeg és a fényesség ugyanazzal a névvel függ össze : elméletileg becsülhető , ahol azonban a valódi csillagok esetében 1-től 5-ig terjedő értékeket vehet fel különböző tömegtartományokban [8] . A csillag tömege és sugara közötti összefüggést gyakran hasonló összefüggéssel írják le - , ahol a különböző tömegtartományokban legfeljebb 1 értéket vesz fel [9] , de néha ezt az arányt bonyolultabb függvények közelítik [10] .

Mindenesetre kiderül, hogy mind a négy paraméter szorosan összefügg. Az elméleti tömeghatárok korlátozzák a többi csillagparaméter tartományát. A stabil csillagok maximális tömege körülbelül 120 M⊙ . Bár ismertek nagyobb tömegű csillagok is, instabilnak bizonyulnak, pulzálnak és veszítenek tömegükből, és addig lökdösik ki az anyagot a világűrbe, amíg stabillá nem válnak [11] . Az alsó tömeghatár körülbelül 0,08 M⊙ : kisebb tömegnél a csillag nem képes fenntartani a hidrogén égését a belsejében, és barna törpe , nem csillag [12] .

A kialakulás során a fősorozatú csillagok homogének, és főként hidrogénből (részecskeszám kb. 91%-a, 75 tömeg%-a) és héliumból (részecskeszám kb. 9%-a, tömegük 25%-a) állnak - összetételük közel van a csillagközi közegéhez [13 ] [14] [15] . Ezenkívül ezek a csillagok kis mennyiségű nehezebb elemet is tartalmaznak [16] . Idővel a hélium aránya a központban a folyamatban lévő termonukleáris reakciók miatt növekszik [17] .

A fő sorozatba tartozó csillagokat általában " törpének " nevezik, méretüktől függetlenül [18]  – például a Nap sárga törpe . Az óriáscsillagoktól a fényességbeli különbség azonban csak a késői spektrális osztályba tartozó csillagok esetében követhető nyomon. A Hertzsprung-Russell diagramon az O , B , A és F osztályú fősorozatú csillagok majdnem ugyanott helyezkednek el, mint ezen spektrális osztályok óriásai [1] [19] . Ráadásul nem minden törpének nevezett csillag tartozik a fősorozathoz: például a fehér törpék vagy a barna törpék nem fősorozatbeli csillagok [20] .

A hőmérséklet és a fényerő változásai

A hidrogén égése során a csillagok magjában hélium képződik, mellyel nem megy végbe termonukleáris reakció abban az időszakban, amíg a csillag a fősorozat szakaszában van . A magban kevesebb hidrogén marad, ezért a csillag fokozatosan összehúzódni kényszerül, hogy kompenzálja a reakciósebesség csökkenését. Ez növeli a nyomást a magban, és ennek következtében az energiafelszabadulás erejét és a csillag fényességét [21] . Így a csillag megváltoztatja pozícióját a Hertzsprung-Russell diagramon még akkor is, ha a fő sorozaton van, mielőtt elhagyná azt [22] . Például 4,5 milliárd évvel ezelőtt a Nap fényereje, amely már fősorozat csillaga, a mai fényesség mintegy 70%-a volt [23] .

Más jelenségek, mint például a gyors forgás, szintén befolyásolhatják a csillag elmozdulását a fő sorozathoz képest [24] . A fényességet és a felületi hőmérsékletet a csillag fémessége is befolyásolja . A csillagoknak egy külön osztálya különböztethető meg, az úgynevezett szubtörpök : energiát bocsátanak ki a magban lévő hidrogén égése miatt, de ezek régi csillagok, amelyek szegények nehéz elemekben. Emiatt a szubtörpék magnitúdója 1-2 méterrel halványabb, mint az azonos spektrális osztályba tartozó fősorozatú csillagok [25] . Végül a fősorozat csillagai között vannak változócsillagok , például olyan változók, mint a Delta Scuti , amelyek a változékonyság miatt egy bizonyos periódussal megváltoztatják pozíciójukat a diagramon [26] . Mindezek a körülmények bizonyos szóródást biztosítanak a fő sorozatú csillagoknak a szín-fényesség diagramban, különösen a korai spektrális típusok tartományában [22] .

Épület

A mag a csillag legsűrűbb és legforróbb része, amelyben magreakciók zajlanak és energia szabadul fel (lásd alább ) [7] . A magból származó energia két fő módon vihető át a felszínre: konvekció  - az anyagok keveredése, és sugárzási átvitel  - a fotonok egymást követő abszorpciója és újraemissziója . A konvekció csak akkor jelenik meg, ha a sugárzási transzport nem képes gyorsan energiát átadni, és a csillag valamely tartományában kellően nagy hőmérsékleti gradiens képződik , ami instabillá teszi a konvekcióval szemben [12] [27] .

A nagy tömegű csillagokban az energiafelszabadulás erősen a középpont felé koncentrálódik: például egy 10 M tömegű csillagban ⊙ az energia 90%-a a csillag belső 10%-ában szabadul fel, ill. egy 1 M tömegű csillag ⊙ a tömeg belső 70%-ában ugyanennyi energia szabadul fel [28] . Ezért a magban a hőmérsékleti gradiens meglehetősen nagy, és az 1,5 M⊙ - nél nagyobb tömegű csillagok magja konvektív , míg a külső rétegek a sugárzás átviteli tartományát jelentik. A tömeg csökkenésével a konvektív mag mérete kisebb lesz, és a csillag felszíne közelében konvektív zóna jelenik meg, mivel a külső rétegek az alacsonyabb hőmérséklet miatt átlátszatlanná válnak, és csökkentik a sugárzási átvitel hatékonyságát. Ha a csillag tömege kisebb, mint 1,15 M⊙ , a konvektív mag teljesen eltűnik. Így az 1,15–1,5 M ⊙ tömegtartományban a csillagnak két kis konvekciós zónája van, a magban és a felszín közelében, míg a csillag többi része ellenáll a konvekciónak. A csillag tömegének további csökkenésével a felszín közelében lévő konvektív zóna növekszik, és a 0,2–0,5 M - nél kisebb tömegű csillagok esetében a csillag teljes térfogatára kiterjed [29] [30]  – alacsony- tömegcsillagok teljesen konvektívek [27] [31] .

A csillagok szerkezete befolyásolja evolúcióját (lásd alább ): például a kis tömegű csillagok teljesen konvektívek, így az ilyen csillagok magjaiban keletkező hélium a teljes térfogatukban szállítódik. Kémiailag homogének maradnak, és addig folytatják a fúziót, amíg a csillagban lévő összes hidrogén el nem fogy. Éppen ellenkezőleg, a nagyobb tömegű csillagok egy bizonyos pillanatban héliummagot alkotnak, és a középpontban leállnak a reakciók [30] . A csillag szerkezete idővel változhat: a hélium felhalmozódásával az anyag átlátszósága növekszik, ami a konvekció leállásához vezethet a kis tömegű csillagok magjában [32] .

Energiafelszabadítás

A fő sorozatú csillagok termonukleáris reakciók révén adnak le energiát : mindegyik héliumot szintetizál hidrogénből . A hélium szintézisének két útja van: a proton-proton ciklus és a CNO ciklus . Az előbbi az 1,5 M⊙ - nál kisebb tömegű csillagokban dominál , míg az utóbbi a nagyobb tömegű csillagok fényességében játszik szerepet [33] .

A csillag tömegének növekedésével a mag hőmérséklete és sűrűsége növekszik, és ezek a paraméterek határozzák meg a termonukleáris reakciók gyakoriságát, és ennek következtében az energiafelszabadulás erejét. A proton-proton ciklusnál a teljesítmény arányos az atommag hőmérsékletének 4. hatványával, a CNO ciklusnál pedig a 17. hatványával, ezért magas hőmérsékleten a CNO ciklus kezdi a fő szerepet. szerep [27] [34] .

A csillagok középpontjában a hőmérséklet-tartomány meglehetősen kicsi: például egy 0,1 M ⊙ tömegű csillagnál a mag hőmérséklete 4 millió kelvin , egy 50 M ⊙ tömegű csillagnál  pedig 40 millió . A proton-proton ciklus és a CNO ciklus hatékonyságát 18 millió kelvin hőmérsékleten hasonlítják össze (ami pontosan 1,5 M ⊙ tömegű csillagokban érhető el ), a Napban 16 millió kelvin középhőmérsékleten csak Az energia 10%-a a CNO ciklusban szabadul fel [27] [34] [35] .

A nagyon alacsony fémtartalmú csillagokban a nukleoszintézis másképp megy végbe. A CNO ciklus egyik jellemzője, hogy működéséhez szén , nitrogén és oxigén jelenléte szükséges a csillaganyagban. Ha ezek az elemek nem elegendőek - kevesebb mint 10 -10 -10 -9 csillag tömege, akkor a CNO ciklus nem tud áthaladni, és a proton-proton ciklus marad az egyetlen energiaforrás. Annak érdekében, hogy segítségével elegendő energia szabaduljon fel a hidrosztatikai egyensúly fenntartásához , a csillag magja sokkal jobban kénytelen összehúzódni és felmelegedni, mint egy normál fémességű csillagé. Ebben az esetben a nagy tömegű csillagok középpontjában a hőmérséklet elérheti a 100 millió kelvint, ami már elegendő egy héliummal járó tripla alfa folyamathoz . Ez a reakció szén képződik , és ha elegendő belőle, a CNO-ciklus miatt energia szabadul fel, és a csillag magjában a hőmérséklet és a nyomás a normál csillagoknál megfigyelt értékekre csökken. Feltételezések szerint a leírt forgatókönyv a III. populációjú csillagokban valósult meg: az elsődleges nukleoszintézis során keletkezett anyagból kellett volna kialakulniuk , amely gyakorlatilag nem tartalmazott héliumnál nehezebb elemeket [36] .

Evolúció

Váltás a fő sorozatra

A csillagok a protocsillag szakasz után lépnek a fő sorozat szakaszába . Ebben az evolúciós szakaszban a csillag saját összenyomódása következtében energiát szabadít fel, de ennek végén a termonukleáris fúzió megindul a csillag magjában . Kezdetben a lítium és a berillium ég, majd megindul a hélium hidrogénből való fúziója, amelyet egy ideig a deutérium és a hélium-3 égése kísér . Ha ezeknek a reakcióknak az erejét összehasonlítjuk a csillag fényességével, a csillag nem zsugorodik. Röviddel ezután egyensúlyba kerül a deutérium és a hélium-3 fogyasztása és termelése között, és a hidrogén részvételével zajló termonukleáris reakciók válnak a csillag egyetlen energiaforrásává. Általánosan elfogadott, hogy ebben a pillanatban a csillag a fő sorozatra esik, és a csillag korát ebből számítják. A Hertzsprung-Russell diagram azon területét , ahol a nulla korú csillagok találhatók, a nulla korú kezdeti fősorozatnak vagy fősorozatnak nevezzük. A fősorozat alján található - a csillagok idővel fényesebbé válnak [7] [37] [38] .

Főszekvencia evolúció

A hidrogén égése során a hélium felhalmozódik a csillag magjában - a csillag tömegétől és a konvektív zóna elhelyezkedésétől függően a hélium vagy egyenletesen oszlik el a csillag teljes térfogatában, vagy a mag belsejében maradhat. Mindenesetre, amíg a csillag a fő sorozaton van, a héliummal kapcsolatos reakciók nem mennek végbe, és a hidrogén koncentrációja csökken. A reakciósebesség csökkenésének kompenzálására a csillag magja összehúzódik és felmelegszik, ami végső soron a fényesség növekedéséhez vezet. A fényesség növekedése nagytömegű csillagok esetén a felszíni hőmérséklet csökkenésével, kis tömegű csillagok esetében pedig növekedésével párosul – a csillag eltávolodik a kezdeti fősorozattól [39] .

Így például a fősorozaton való tartózkodás során a Nap több mint háromszorosára növeli fényességét: 4,5 milliárd évvel ezelőtt a Nap a kezdeti fősorozaton volt, és fényereje 0,7 L ⊙ volt , majd 6,4 után milliárd év múlva, amikor a hidrogén a magban kimerül, leszáll a fő sorozatból, 2,2 L ⊙ fényerővel . A Nap sugara ebben a szakaszban 0,9-ről 1,6 R⊙-ra nő [ 23 ] .

Indulás a fő sorozatból

Bár az összes fősorozatú csillag héliumot halmoz fel, ami egy bizonyos ponton a magban zajló reakciók leállásához vezet, a különböző tömegű csillagok különböző módon fejezik be ezt a fejlődési szakaszt [30] [40] .

Az 1,2–1,3 M⊙ -nél nagyobb tömegű csillagok konvektív magja elegendő méretű ahhoz, hogy a határain belül minden termonukleáris reakció végbemenjen. Az ilyen csillagok magjai kémiailag homogének, és ennek eredményeként, ha a hidrogén aránya a magban egy bizonyos határ alá esik, a reakciók azonnal leállnak a teljes magban. Megkezdődik az általános tömörítés, aminek következtében a csillag kisugárzik, miközben felmelegszik és kicsit fényesebbé válik - a Hertzsprung-Russell diagramon a csillag felfelé és balra mozog, leírva az úgynevezett horgot ( angol hook ) [41 ] . A tömörítés következtében a héliummag körüli rétegek felforrósodnak és elég sűrűvé válnak ahhoz, hogy ott elkezdjék a hidrogént égetni. Az összehúzódás leáll, és a csillag elhagyja a fő sorozatot, és alóriássá válik [30] [42] [43] .  

A kisebb tömegű csillagokban, amelyek tömege kisebb, mint 1,2–1,3 M⊙ , de nagyobb, mint 0,2 M⊙ , a konvektív mag vagy túl kicsi, vagy hiányzik, és az energiaforrások sokkal kevésbé koncentrálódnak a központban. Ennek eredményeként a hidrogént a csillag különböző régióiban eltérő arányban fogyasztják el, és a csillag kémiailag inhomogénnek bizonyul. A csillag kellős közepén a hidrogén először elfogy, de más területeken tovább ég, így nincs általános kompresszió. Eleinte a héliummag kialakulása nem befolyásolja a csillag megfigyelt evolúcióját, és nem hagyja el a fő sorozatot. Csak amikor a mag kellően masszív lesz és zsugorodni kezd, a külső rétegek pedig kitágulnak és lehűlnek, akkor tekinthető úgy, hogy a csillag átmegy az óriás ágba [23] [43] [44] .

A legkisebb tömegű, 0,2 M⊙ - nél kisebb tömegű csillagok teljesen konvektívek és kémiailag homogének maradnak szinte teljes fejlődésük során [29] [30] . Ahogy a hélium felhalmozódik, az ilyen csillagok - a vörös törpék - fényesebbé és forróbbá válnak, és kék törpékké  alakulnak , majd amikor a hidrogén elfogy az egész csillagban, fehér törpékké . Azonban az ilyen csillagok nagyon hosszú élettartama miatt, amelyeknek meg kell haladniuk az Univerzum korát (lásd alább ), észrevehetően kifejlődött kis tömegű csillagokat nem figyelnek meg - az ilyen csillagok evolúciójáról csak elméleti számítások vannak [ 32] [45] [46] .

A fő sorozat szakaszának hossza

Azt az időt, ameddig egy csillag a fő sorozaton tölt, az határozza meg, hogy egy csillag mennyi energiát nyerhet el a hidrogén elégetésével a magjában, valamint a fényessége. Ha egy mennyiséget elosztunk egy másikkal, akkor megkapjuk az időt, amit nukleáris időskálának nevezünk . Például, ha a Nap tömegének körülbelül 10%-át képes elégetni a magban, és amikor a hidrogént héliummá alakítják, akkor az anyag tömegének csak 0,7%-a alakul át energiává , akkor a Nap nukleáris időskálája megbecsülhető . mint [47] :

ahol  a Nap tömege, a  napfény fényessége ,  a fénysebesség . A kapott érték körülbelül 10 10 év. Ugyanezen megfontolások alapján a nukleáris időskálát más csillagok esetében is meg lehet becsülni [47] :

hol  van a kiválasztott csillag tömege, illetve fényessége. A fősorozatú csillagok fényessége gyorsabban növekszik, mint a tömeg , ezért minél nagyobb a csillag tömege, annál rövidebb ideig tölti ezt a szakaszt. Ha nagyjából elfogadjuk a tömeg-fényesség arányt, mint a legtöbb csillagnál, akkor az élettartam a tömegtől függ . A legnagyobb tömegű csillagok esetében az arány megközelíti a -t, így az élettartamuk a tömeg növekedésével megszűnik csökkenni, és több millió éves nagyságrendű értéket ér el, ami csillagászati ​​mércével mérve nagyon rövid [47] [48] . Éppen ellenkezőleg, a legkisebb tömegű csillagok akár több tíz billió évig is a fő sorozatban lehetnek. Ilyen hosszú, az Univerzum jelenlegi korát meghaladó időszak nem csak az alacsony fényerő miatt érhető el, hanem annak a ténynek is köszönhető, hogy a legtöbb kis tömegű csillag teljesen konvektív, és a bennük lévő összes hidrogént magreakciókban tölti el [32] ] [45] [46] .

Ez a tulajdonság lehetővé teszi a csillaghalmazok korának meghatározását , figyelembe véve azt a tényt, hogy a bennük lévő csillagok szinte egyidejűleg keletkeztek. A halmaz Hertzsprung-Russell diagramján a fő sorozat a bal oldalon határolt, és az óriás ágba kerül : a legnagyobb tömegű csillagok már elhagyták a fő sorozatot, és azoknak a csillagoknak, amelyek élettartama egybeesik a halmaz korával, el kell menniük. az óriás ághoz és legyen a fordulópontnál . Minél halványabbak és vörösebbek a csillagok a fordulóponton, annál kisebb a tömegük és annál idősebb a halmaz [49] [50] .

A fősorozat szakasza egyben a csillagok fejlődésének leghosszabb szakasza is, így a csillagok 90%-a a fősorozathoz tartozik [8] [51] . Ez annak a ténynek köszönhető, hogy a következő szakaszokban a csillagok sokkal nagyobb fényerővel rendelkeznek, és gyorsabban fogyasztanak energiát. Ráadásul a hidrogén égése nagyobb energiafelszabadulást biztosít tömegegységre vetítve, mint más termonukleáris reakciók, és maga a hidrogén a leggyakoribb elem az Univerzumban [52] . Így például a Nap esetében a kialakulásának kezdetétől a fehér törpévé való átalakulásig 12,4 milliárd év telik el, ebből 10,9 milliárd évet a fősorozaton [23] . Ugyanakkor a fő sorozat szakaszában a csillagok paraméterei kevésbé változnak, mint más szakaszokban, ezért a Hertzsprung-Russell diagramon a fősorozat nemcsak a legtöbb, hanem egy nagyon sűrűn lakott régiónak is bizonyul. [53] .

A fenti okok miatt az alacsony tömegű fősorozatú csillagok érdeklődésre tartanak számot a potenciálisan lakható bolygók és a földönkívüli élet keresésében . A fényerő lassú változása miatt lassan változik a csillag körüli lakható zóna mérete is, így az életnek van elég ideje megjelenni és fejlődni. A fő sorozatba tartozó, a Napnál nagyobb tömegű csillagok gyorsabban fejlődnek, és kevesebb időt adnak a bolygóknak élet kialakulására. A legkisebb tömegű csillagoknak sem valószínű, hogy vannak életképes bolygói: a lakható zóna nagyon közel van hozzájuk, így a bolygók nagy valószínűséggel szinkronizálódnak az árapály -szinkronban, és erősen hat rájuk a csillagszél . Ezen okok miatt a sárga és narancssárga törpéket tartják a legelőnyösebbnek az élet eredete szempontjából [54] [55] .

Tanulmánytörténet

A fő szekvencia felfedezésének előfeltétele volt egy " szín  - abszolút magnitúdó " diagram felépítése egyes csillagokra. Először Einar Hertzsprung és Henry Russell használta őket önállóan 1905-1913-ban, ezért az ilyen és hasonló diagramokat Hertzsprung-Russell diagramoknak kezdték elnevezni . Mindkét tudós megközelítőleg egyenletes csillageloszlást várt a diagramon, de azt találták, hogy a csillagok többsége egy átlós csík mentén helyezkedik el, amelyet fősorozatnak neveztek [4] [56] . Hertzsprung azt is észrevette, hogy a késői spektrális osztályba tartozó csillagok vagy sokkal fényesebbek vagy sokkal halványabbak, mint a Nap, és bevezette az „ óriások ” és a „ törpék ” kifejezéseket a csillagokkal kapcsolatban [19] .

1943-ban William Morgan , Philip Keenan és Edith Kellmantovábbfejlesztette a spektrális osztályozási rendszert egy fényességi osztály hozzáadásával . A továbbfejlesztett rendszert Yerkes-rendszernek nevezték el, a fősorozat csillagai V fényességi osztályt kaptak. , különösen a spektrumvonalak szélességével [57] [58] [59] .

Ezzel egy időben kialakultak a csillagok fizikai tulajdonságairól és fejlődésükről szóló elképzelések. A 19. század végén úgy tartották, hogy minden csillag a gravitációs összehúzódás miatt sugárzik, de ezt a hipotézist elvetették, mert nem tudta megmagyarázni azt a tényt, hogy a Nap már évmilliárdok óta létezik. A 20. század elején Arthur Eddington azt feltételezte, hogy a csillagok a hidrogén tömegveszteséggel járó héliummá alakulása miatt sugároznak, majd a 30-as években felfedezték a proton-proton ciklust és a CNO ciklust , amelyek révén egy ilyen átalakulás lehetséges . 60] .

Bár régóta létezik az az elképzelés, hogy a fősorozat csillagai és óriásai az evolúció különböző szakaszai, az evolúció iránya nem volt pontosan ismert. 1954-ben Allan Sandage megállapította, hogy a csillagok a sorozat fő szakasza után óriássá válnak, és nem fordítva. Ezenkívül azt találta, hogy a fősorozatú csillagok többnyire arra merőlegesen fejlődnek, nem pedig annak mentén. Így a fő sorozat ötlete már megközelítette a moderneket [60] .

Jelenleg már részletes evolúciós modelleket dolgoztak ki, amelyek számos hatást figyelembe vesznek, például egy csillag forgását és tömegének elvesztését. Az ilyen modellekben nagy figyelmet fordítanak a fő szekvencia szakaszra [61] [62] . A modern teleszkópokkal, például a Gaia -val végzett kutatások rengeteg információt szolgáltatnak a csillagokról, beleértve a fő sorozatú csillagokat is, ami lehetővé teszi tulajdonságaik pontos meghatározását [63] .

Jegyzetek

1. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71-73. Cambridge University Press . Letöltve: 2021. április 1. Az eredetiből archiválva : 2010. december 29. (határozatlan)
2. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , p. 151.
3. ↑ 1 2 Baturin V. A., Mironova I. V. Csillagok: szerkezetük, életük és haláluk . Fő sorozat . Asztronet . Letöltve: 2021. április 1. Az eredetiből archiválva : 2020. június 29. (határozatlan)
4. ↑ 1 2 Karttunen et al., 2007 , pp. 215-216.
5. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 377.
6. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , p. 148-149.
7. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 394.
8. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , p. 149.
9. ↑ Postnov K. A. Előadások az általános asztrofizikáról fizikusoknak . Kapcsolatok a fősorozat csillagaihoz . Asztronet . Letöltve: 2020. április 20. Az eredetiből archiválva : 2020. január 8.. (határozatlan)
10. ↑ Eker Z., Bakis V., Bilir S., Soydugan F., Steer I. Interrelated main-sequence mass-luminosity, mass-radius, and mass-effective temperature relations  // Monthly Notices of the Royal  Astronomical . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 2018. - október 1. (479. kötet). - P. 5491-5511. — ISSN 0035-8711 . doi : 10.1093 / mnras/sty1834 .
11. ↑ Ziebarth K. On the Upper Mass Limit for Main-Sequence Stars  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1970. - december 1. (162. kötet). - P. 947. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/150726 . Az eredetiből archiválva : 2019. március 26.
12. ↑ 12 Karttunen et al., 2007 , p. 247.
13. ↑ Surdin V. G. Csillagközi közeg . Asztronet . Letöltve: 2020. június 2. Az eredetiből archiválva : 2020. július 17. (határozatlan)
14. ↑ Surdin, 2015 , p. 124.
15. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 396.
16. ↑ Kémiai összetétel . Csillagászat . Swinburne Műszaki Egyetem . Letöltve: 2021. április 1. Az eredetiből archiválva : 2021. február 28.. (határozatlan)
17. ↑ Karttunen et al., 2007 , p. 249.
18. ↑ Mironov A. V. Fő sorozat . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2021. április 3. Az eredetiből archiválva : 2021. április 17. (határozatlan)
19. ↑ 1 2 Russell HN "Óriás" és "törpe" csillagok  (angolul)  // The Observatory / Gen. szerkesztő Arthur Stanley Eddington . - L. , 1913. - augusztus 1. (36. köt.). - P. 324-329. — ISSN 0029-7704 . Az eredetiből archiválva : 2019. március 26.
20. ↑ Drágám D. Törpecsillag . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. április 3. Az eredetiből archiválva : 2022. február 7.. (határozatlan)
21. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 124.
22. ↑ 1 2 Kholopov P. N. Csillaghalmazok . Az evolúciós hatások számbavétele. A kezdeti fősorozat meghatározásának problémája . Asztronet . Letöltve: 2021. április 1. Az eredetiből archiválva : 2019. március 20. (határozatlan)
23. ↑ 1 2 3 4 Sackmann IJ, Boothroyd AI, Kraemer KE Napunk. III. Jelen és jövő  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - november 1. (418. kötet). - P. 457. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Archiválva az eredetiből 2008. február 26-án.
24. ↑ Sweet PA, Roy AE A forgó csillagok szerkezete. I  (eng.)  // A Royal Astronomical Society havi közleményei . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 1953. - december 1. (113. kötet ( 6. kiadás). - P. 701-715. - ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/113.6.701 .
25. ↑ Yungelson L.R. Subdwarfs . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2021. április 1. Az eredetiből archiválva : 2021. március 5.. (határozatlan)
26. ↑ Samus N.N. Változócsillagok . Pulzáló csillagok . Csillagászati ​​örökség . Letöltve: 2021. április 1. Az eredetiből archiválva : 2012. január 19. (határozatlan)
27. ↑ 1 2 3 4 Brainerd JJ Main Sequence Stars . Az asztrofizikai néző . Freddie Wilkinson. Letöltve: 2021. április 2. Az eredetiből archiválva : 2020. június 4. (határozatlan)
28. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 128.
29. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , p. 159.
30. ↑ 1 2 3 4 5 Karttunen et al., 2007 , pp. 247-249.
31. ↑ Baturin V.A., Mironova I.V. Csillagok: szerkezetük, életük és haláluk . A fősorozat csillagainak felépítése . Asztronet . Letöltve: 2021. április 2. Az eredetiből archiválva : 2020. július 5. (határozatlan)
32. ↑ 1 2 3 Laughlin G., Bodenheimer P., Adams FC The End of the Main Sequence  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - június 10. (482. kötet ( 1. kiadás ). - P. 420. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/304125 . Archiválva az eredetiből : február 22. 20.
33. ↑ Karttunen et al., 2007 , pp. 234-236.
34. ↑ 1 2 fősorozat  csillaga . Australia Telescope National Facility . Sydney: CSIRO . Letöltve: 2021. április 2. Az eredetiből archiválva : 2020. július 21.
35. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 121.
36. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 155-159.
37. ↑ Zero Age Main Sequence . Swinburne Műszaki Egyetem . Letöltve: 2021. április 2. Az eredetiből archiválva : 2020. augusztus 15. (határozatlan)
38. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 121-123.
39. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 124-129.
40. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 124-133.
41. ↑ Martins F., Palacios A. Egyetlen galaktikus masszív csillag evolúciós nyomainak összehasonlítása  // Astronomy & Astrophysics  . - Bristol: EDP Sciences , 2013. - december 1. (560. kötet). — P.A16. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201322480 . Az eredetiből archiválva : 2021. január 17.
42. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 128-132.
43. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 399.
44. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 123-125.
45. ↑ 1 2 Adams FC, Bodenheimer P., Laughlin G. M törpék : bolygóképződés és hosszú távú evolúció  // Astronomische Nachrichten  . - Frankfurt: Wiley-VCH , a John Wiley & Sons része , 2005. - december 1. (326. kötet). - P. 913-919. — ISSN 0004-6337 . - doi : 10.1002/asna.200510440 . Az eredetiből archiválva : 2018. december 23.
46. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , p. 158.
47. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , p. 243.
48. ↑ Surdin, 2015 , p. 149-151.
49. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 441-443.
50. ↑ Surdin, 2015 , p. 157.
51. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 117.
52. ↑ Postnov K. A. Evolúciós asztrofizika . A csillagok evolúciója a fősorozat után . Asztronet . Letöltve: 2021. április 3. Az eredetiből archiválva : 2018. augusztus 14.. (határozatlan)
53. ↑ Surdin, 2015 , p. 151-152.
54. ↑ Schulze-Makuch D., Heller R., Guinan E. In Search for a Planet Better than Earth: Top Contenders for a Superhabitable World  // Astrobiology . - Cambridge, Eng.: Cambridge University Press , 2020. - szeptember 18. (20. kötet). - P. 1394-1404. — ISSN 1531-1074 . - doi : 10.1089/ast.2019.2161 . Archiválva : 2020. november 17.
55. ↑ Karttunen et al., 2007 , p. 418.
56. ↑ Surdin, 2015 , p. 146-148.
57. ↑ Morgan WW, Keenan PC, Kellman E. An Atlas of Stellar Spectra  . - Chicago: University of Chicago Press , 1943. - 35 p. Archiválva : 2021. április 14. a Wayback Machine -nél
58. ↑ Karttunen et al., 2007 , p. 212.
59. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 377-378.
60. ↑ 1 2 A csillagászat története . Természettudományi és Technikatörténeti Intézet. S.I. Vavilov . Letöltve: 2021. április 3. Az eredetiből archiválva : 2020. június 29. (határozatlan)
61. ↑ Haemmerlé L., Eggenberger P., Ekström S., Georgy C. , Meynet G. Csillagmodellek és izokrónok a kis tömegű csillagoktól a nagy tömegű csillagokig, beleértve a fősorozat előtti fázist akkrécióval  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2019. - április 1. (624. kötet). — P.A137. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201935051 . Archiválva az eredetiből 2021. június 13-án.
62. ↑ Ekström S., Georgy C., Eggenberger P., Meynet G., Mowlavi N. Csillagmodellek rácsai rotációval. I. Modellek 0,8-120 M&sun; fémességnél (Z = 0,014  )  // Csillagászat és asztrofizika . - Les Ulis: EDP Sciences , 2012. - január 1. (537. kötet). — P.A146. — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201117751 . Archiválva az eredetiből 2019. október 7-én.
63. ↑ Anna B. Velicsko, PN Fedorov, VS Akhmetov. A fősorozatú csillagok kinematikája a Gaia DR2-ből és a PMA megfelelő mozgásából  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 2020. - május 1. (494. kötet). - P. 1430-1447. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/staa825 .

Irodalom

• Kononovich E. V., Moroz V. I. A csillagászat általános kurzusa. — 2., javítva. — M .: URSS , 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Surdin VG Csillagászat: XXI. század. - 3. kiadás - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 p. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5. kiadás. – Berlin; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
• Salaris M., Cassisi S. A csillagok és a csillagpopulációk evolúciója . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X .

Linkek

• Iben, Icko, Jr (1967). "Csillagfejlődés a fő szekvencián belül és azon kívül". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . Palo Alto: Éves áttekintések . 5 : 571. Bibcode : 1967ARA&A...5..571I . DOI : 10.1146/annurev.aa.05.090167.003035 .
• Bahcall, John N.; Pinsonneault, MH; Basu, Sarbani (2001). „Napmodellek: jelenlegi korszak és időfüggők, neutrínók és helioszeizmológiai tulajdonságok.” Az Astrophysical Journal . Bristol: IOP Publishing . 555 (2): 990-1012. arXiv : astro-ph/0010346 . Bibcode : 2001ApJ...555..990B . DOI : 10.1086/321493 .

Szótárak és enciklopédiák	Britannica (online) Britannica (online)