Главная последовательность — область на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, содержащая звёзды, источником энергии которых является термоядерная реакция синтеза гелия из водорода.
Главная последовательность расположена в окрестностях диагонали диаграммы Герцшпрунга — Рассела и проходит из верхнего левого угла (высокие светимости, ранние спектральные классы) в правый нижний угол (низкие светимости, поздние спектральные классы) диаграммы. Звёзды главной последовательности имеют одинаковый источник энергии («горение» водорода, в первую очередь, CNO-цикл), в связи с чем их светимость и температура (спектральный класс) определяются их массой:
- L = M3,9,
где светимость L и масса M измеряются в единицах солнечной светимости и массы, соответственно. Поэтому начало левой части главной последовательности представлено голубыми звёздами с массами ~50 солнечных, а конец правой — красными карликами с массами ~0,0767[1][2] солнечных.
Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90 % времени эволюции большинства звёзд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звёзд или чёрных дыр.
Участок главной последовательности звёздных скоплений является индикатором их возраста: так как темпы эволюции звёзд пропорциональны их массе, то для скоплений существует «левая» точка обрыва главной последовательности в области высоких светимостей и ранних спектральных классов, зависящая от возраста скопления, поскольку звёзды с массой, превышающий некий предел, заданный возрастом скопления, ушли с главной последовательности (см. рис., чётко видна точка ухода с главной последовательности на ветвь красных гигантов). Время жизни звезды на главной последовательности в зависимости от начальной массы звезды M по отношению к современной массе Солнца можно оценить по эмпирической формуле:[3]
![{\displaystyle {\begin{smallmatrix}\tau _{\rm {MS}}\ \approx \ 6\cdot \ 10^{9}{\text{лет}}\cdot \left[{\frac {M_{\bigodot }}{M}}+\ 0.14\right]^{4}\end{smallmatrix}}}](https://services.fandom.com/mathoid-facade/v1/media/math/render/svg/700ce66f900066eed1c17d9374aea4fca48468f6)
Примечания[]
- ↑ Burrows, A., Hubbard, W. B., Saumon, D., Lunine, J. I. An expanded set of brown dwarf and very low mass star models // The Astrophysical Journal : рец. науч. журнал. — 1993. — Т. 406. — № 1. — С. 158-171. — См. С. 160.
- ↑ Fred C. Adams; Gregory Laughlin (U. Michigan) (1997). "A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects". arΧiv:astro-ph/9701131 [astro-ph]. (англ.) — См. С. 5. (См. также: Коричневый карлик)
- ↑ Евг. Шиховцев. Открытие гравитационных волн и звёздная статистика (рус.) (2016). Проверено 15 июня 2016.
См. также[]
- Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
- Нуклеосинтез
- Спектральный класс
- Белый карлик
- Сверхновая звезда
- Чёрная дыра
- Алголь
Литература[]
- Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть, М.: Наука, 1984
- Физика космоса. Маленькая энциклопедия, М.: «Советская Энциклопедия», 1986
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
 |
В другом языковом разделе есть более полная статья Main sequence (англ.) Вы можете помочь проекту, расширив текущую статью с помощью перевода.
|
Шаблон:Stellar-evolution-stub
- Страница 0 - краткая статья
- Страница 1 - энциклопедическая статья
- Разное - на страницах: 2 , 3 , 4 , 5
- Прошу вносить вашу информацию в «Главная последовательность 1», чтобы сохранить ее