Главна низа

Проверена верзија на оваа страница, одобрена на 23 август 2024, се засноваше на оваа преработка.

Херцспрунг-Раселов дијаграм ја прикажува осветленоста (или апсолутната величина) на ѕвезда во однос на нејзиниот боен показател (претставен како B-V). Главната низа е видлива како истакната дијагонална лента од горниот лев до долниот десен агол. Овој заплет прикажува 22.000 ѕвезди од каталогот на Хипаркос заедно со 1.000 ѕвезди со ниска осветленост (црвени и бели џуџиња) од Каталогот на блиски ѕвезди на Глизе .

Во астрономијата, главната низа е класификација на ѕвезди кои се појавуваат на парцели со боен показател наспроти апсолутната величина како континуирана и карактеристична лента. Ѕвездите на оваа лента се познати како ѕвезди од главната низа или џуџести ѕвезди, а се верува дека положбите на ѕвездите на и надвор од лентата ги означуваат нивните физички својства, како и нивниот напредок низ неколку видови животни циклуси на ѕвезди. Ова се најбројните вистински ѕвезди во универзумот и го вклучуваат Сонцето и нивните парцели се познати како Херцшпрунг-Раселовиот дијаграми по Ејнар Херцшпрунг и Хенри Норис Расел.

По кондензацијата и палењето на ѕвездата, таа генерира топлинска енергија во регионот на нејзиното густо јадро преку јадрено соединување на водород во хелиум. За време на оваа фаза од животот на ѕвездата, таа се наоѓа на главната низа на позиција определена првенствено од нејзината маса, но и врз основа на нејзиниот хемиски состав и старост. Јадрата на ѕвездите од главната низа се во хидростатска рамнотежа, каде што надворешниот термички притисок од жешкото јадро е избалансиран со внатрешниот притисок на гравитацискиот колапс од прекриените слоеви. Силната зависност на брзината на создавање енергија од температурата и притисокот помага да се одржи оваа рамнотежа. Енергијата генерирана во јадрото го пробива патот до површината и се зрачи во фотосферата. Енергијата се носи или со зрачење или со струење, при што ова се случува во региони со поостри температурни градиенти, поголема непроѕирност или и двете.

Главната низа понекогаш се дели на горни и долни делови, врз основа на доминантниот процес што ѕвездата го користи за да генерира енергија. Сонцето, заедно со ѕвездите од главната низа под околу 1,5 пати поголема Сончева маса (1.5 M_☉), првенствено спојуваат атоми на водород заедно во серија фази за да формираат хелиум, низа наречена синџир протон-протон. Над оваа маса, во горната главна низа, процесот на нуклеарна фузија главно користи атоми на јаглерод, азот и кислород како посредници во јаглеродно-азотно-кислородниот циклус кој произведува хелиум од атоми на водород. Ѕвездите од главната низа со повеќе од две сончеви маси се подложени на струење во нивните области на јадрото, што дејствува за да го поттикне новосоздадениот хелиум и да го одржува процентот на гориво потребно за да се случи фузија. Под оваа маса, ѕвездите имаат јадра кои се целосно зрачни со струјни зони во близина на површината. Со намалувањето на ѕвездената маса, уделот на ѕвездата што формира конвективна обвивка постојано се зголемува. Ѕвездите на главната низа под 0.4 M_☉ подлежат на струење низ нивната маса. Кога не се јавува струење на јадрото, се развива јадро богато со хелиум опкружено со надворешен слој од водород.

Колку е помасивна ѕвездата, толку е помал нејзиниот животен век на главната низа. Откако ќе се потроши водородното гориво во јадрото, ѕвездата еволуира подалеку од главната низа на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, во суперџин, црвен џин или директно во бело џуџе.

Историја

Херцшпрунг-Раселов дијаграм

Главна низа
(„џуџиња“)

апсол.
вели-
чина
(M_V)

Во почетокот на 20 век, информациите за видовите и растојанија на ѕвездите станале полесно достапни. Се покажало дека ѕвездените спектри имаат карактеристични карактеристики, што им овозможило да се категоризираат. Ени Џамп Канон и Едвард К. Пикеринг од опсерваторијата на колеџот Харвард развиле метод на категоризација кој станал познат како Харвардска класификација, објавена во Харвардските Анали во 1901 година.

Во Потсдам во 1906 година, данскиот астроном Ејнар Херцшпрунг забележал дека најцрвените ѕвезди - класифицирани како К и М во шемата на Харвард - може да се поделат во две различни групи. Овие ѕвезди биле или многу посветли од Сонцето или многу побледи. За да ги разликува овие групи, тој ги нарекол „џинови“ и „џуџести“ ѕвезди. Следната година почнал да ги проучува ѕвездените јата; големи групи на ѕвезди кои се наоѓаат на приближно исто растојание. За овие ѕвезди, тој ги објавил првите парцели на бои наспроти сјајноста. Овие заплети покажале истакната и континуирана низа на ѕвезди, која тој ја нарекол Главна низа.

На Универзитетот Принстон, Хенри Норис Расел следел сличен курс на истражување. Тој ја проучувал врската помеѓу спектралната класификација на ѕвездите и нивната вистинска осветленост корегирана за растојание - нивната апсолутна ѕвездена величина. За таа цел, тој користел збир на ѕвезди кои имале сигурни паралакси и од кои голем дел биле категоризирани на Харвард. Кога ги нацртал спектралните типови на овие ѕвезди во однос на нивната апсолутна величина, открил дека џуџестите ѕвезди следат посебна врска. Ова овозможило вистинската осветленост на џуџеста ѕвезда да се предвиди со разумна точност.

Од црвените ѕвезди забележани од Херцшпрунг, џуџестите ѕвезди исто така ја следеле врската спектра-светлина откриена од Расел. Сепак, џиновските ѕвезди се многу посветли од џуџињата и затоа не ја следат истата врска. Расел предложил дека џиновските ѕвезди морало да имаат мала густина или голема површинска осветленост, а обратното важело за џуџестите ѕвезди. Истата крива, исто така, покажала дека има многу малку слаби бели ѕвезди.

Во 1933 година, Бенгт Стремгрен го вовел терминот Херцшпрунг-Раселов дијаграм кој ја покажува врската меѓу апсолутната величина, сјајноста, класификацијата и делотворната температура на ѕвездите. Ова име го одразува паралелниот развој на оваа техника од страна на Херцшпрунг и Расел претходно во векот.

Како што биле развиени еволутивните модели на ѕвезди во текот на 1930-тите, се покажало дека, за ѕвезди со ист состав, масата на ѕвездата ја одредува нејзината сјајност и радиус. Спротивно на тоа, кога се знае хемискиот состав на ѕвездата и нејзината позиција на главната низа, може да се пресметаат масата и радиусот на ѕвездата. Ова станало познато како Фогт-Раселова теорема; именувана по Хајнрих Фогт и Хенри Норис Расел. Подоцна било откриено дека оваа врска донекаде се распаѓа за ѕвездите од неуниформа композиција.

Рафинирана шема за ѕвездената класификација била објавена во 1943 година од Вилијам Вилсон Морган и Филип Чајлдс Кинан. Класификацијата на Морган и Кинан (КМК) на секоја ѕвезда и доделила спектрален тип - врз основа на класификацијата на Харвард - и класа на сјајност. Класификацијата на Харвард била развиена со доделување различна буква на секоја ѕвезда врз основа на јачината на водородната спектрална линија пред да биде позната врската помеѓу спектрите и температурата. Кога биле наредени по температура и кога биле отстранети дупликатните класи, следеле спектралните типови на ѕвезди, со редослед на намалување на температурата со бои кои се движат од сина до црвена, низата O, B, A, F, G, K и M. (А популарен мнемоник за меморирање на оваа низа од ѕвездени класи е „Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me“ или „Ох, биди убав/а девојка/момче, бакни ме“.) Класата на сјајност се движела од I до V, со редослед на намалување на сјајноста. Ѕвездите со класа на сјајност V припаѓале на главната низа.

Формирање и еволуција

Кога протоѕвезда е формирана од колапсот на џиновски молекуларен облак од гас и прашина во месната меѓуѕвездена средина, почетниот состав е хомоген низ целиот, кој се состои од околу 70% водород, 28% хелиум и траги од други елементи, по маса. Почетната маса на ѕвездата зависи од месните услови во облакот. (Распространетоста на масата на новоформираните ѕвезди е емпириски опишана со функцијата на почетната маса.) ^[2] За време на почетниот колапс, оваа ѕвезда пред главната низа генерира енергија преку гравитациска контракција. Откако ќе бидат доволно густи, ѕвездите почнуваат да го претвораат водородот во хелиум и да испуштаат енергија преку процес на егзотермна нуклеарна фузија.

Кога нуклеарната фузија на водород станува доминантен процес на производство на енергија и вишокот енергија добиена од гравитациската контракција е изгубена, ѕвездата лежи по должината на кривата на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм) наречена стандардна главна секвенца. Астрономите понекогаш ќе ја нарекуваат оваа фаза како „главна секвенца на нулта возраст“, или ГСНВ. Кривата ГСНВ може да се пресмета со помош на компјутерски модели на ѕвездени својства во моментот кога ѕвездите започнуваат со водородно спојување. Од оваа точка, осветленоста и температурата на површината на ѕвездите обично се зголемуваат со возраста.

Ѕвездата останува блиску до својата почетна местоположба на главната низа додека не се потроши значителна количина на водород во јадрото, а потоа почнува да еволуира во посветла ѕвезда. (На Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, ѕвездата што еволуира се движи нагоре и десно од главната низа.) Така, главната низа ја претставува примарната фаза на согорување на водород од животниот век на ѕвездата.

Класификација

Ѕвездите од главната низа се поделени на следниве типови:

Ѕвезда од главната низа од типот О
Ѕвезда од главната низа од типот Б
Ѕвезда од главната низа од типот А
Ѕвезда од главната низа од типот F
Ѕвезда од главната низа од типот G
Ѕвезда од главната низа од типот К
Ѕвезда од главната низа од типот М

М-ѕвездите од главната низа ^[3] обично се нарекуваат црвени џуџиња.

Својства

Поголемиот дел од ѕвездите на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм со човечки ресурси лежат по должината на кривата на главната низа. Оваа линија е изразена затоа што и спектралниот тип и сјајноста зависат само од масата на ѕвездата, барем до приближување од нулти ред, сè додека таа спојува водород во неговото јадро - и тоа е она што речиси сите ѕвезди го трошат најголемиот дел од своето „активно“ живеење.

Температурата на ѕвездата ја одредува нејзината ѕвездена класификација преку нејзиниот ефект врз физичките својства на плазмата во нејзината фотосфера. Енергетската емисија на ѕвездата во функција на брановата должина е под влијание и на нејзината температура и на составот. Клучен индикатор за оваа распространетост на енергија е даден со боен показател, B − V, која ја мери големината на ѕвездата во сина (B) и зелено-жолта (V) светлина со помош на филтри. ^{[note 1]} Оваа разлика во магнитудата дава мерка за температурата на ѕвездата.

Ѕвездите од главната низа се нарекуваат џуџести ѕвезди, но оваа терминологија е делумно историска и може да биде донекаде збунувачка. За поладните ѕвезди, џуџињата како црвените џуџиња, портокаловите џуџиња и жолтите џуџиња се навистина многу помали и помрачни од другите ѕвезди со тие бои. Меѓутоа, за пожешките сини и бели ѕвезди, разликата во големината и осветленоста помеѓу таканаречените „џуџести“ ѕвезди кои се наоѓаат на главната низа и таканаречените „џинови“ ѕвезди кои не се, станува помала. За најжешките ѕвезди разликата не е директно забележлива и за овие ѕвезди, термините „џуџе“ и „џин“ се однесуваат на разликите во спектралните линии кои покажуваат дали ѕвездата е вклучена или исклучена од главната низа. Сепак, многу жешки ѕвезди од главната низа сè уште понекогаш се нарекуваат џуџиња, иако имаат приближно иста големина и сјај како „џиновските“ ѕвезди на таа температура.

Вообичаената употреба на „џуџе“ за да се означи главната низа е збунувачка на друг начин бидејќи постојат џуџести ѕвезди кои не се ѕвезди од главната низа. На пример, белото џуџе е мртвото јадро кое останало откако ѕвездата ги отфрлила своите надворешни слоеви и е многу помала од ѕвезда од главната низа, приближно со големина на Земјата. Тие ја претставуваат последната еволутивна фаза на голем број на ѕвезди од главната низа.

Параметри

Со третирање на ѕвездата како идеализиран енергетски радијатор познат како црно тело, сјајноста L и радиусот R може да се поврзат со делотворната температура T _eff според Штефан-Болцмановиот закон:

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

каде σ е Штефан-Болцмановат константа. Бидејќи позицијата на ѕвездата на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм ја покажува нејзината приближна сјајност, оваа врска може да се користи за да се процени нејзиниот радиус.

Масата, радиусот и сјајноста на ѕвездата се тесно поврзани, а нивните соодветни вредности може да се приближат со три релации. Првиот е Штефан-Болцмановиот закон, кој ги поврзува осветленоста L, радиусот R и температурата на површината T _eff. Втора е релацијата маса-светлина, која ги поврзува сјајноста L и масата M. Односот помеѓу M и R е блиску до линеарен. Односот M спрема R се зголемува за фактор од само три над 2,5 реда на величина од M. Оваа врска е приближно пропорционална со внатрешната температура на ѕвездата T _I, а нејзиното екстремно бавно зголемување го одразува фактот дека брзината на создавање енергија во јадрото во голема мера зависи од оваа температура, додека таа мора да одговара на односот маса-светлина. Така, превисоката или премногу ниската температура ќе резултира со ѕвездена нестабилност.

Подобро приближување е да се земе ε = L / M, стапката на производство на енергија по единица маса, бидејќи ε е пропорционална на T _I ¹⁵, каде што T _I е температурата на средината. Ова е погодно за ѕвезди масивни како Сонцето, кои го покажуваат јаглеродно-азотно-кислородниот циклус, и дава подобро вклопување R ∝ M ^0,78. ^[4]

Примерок

Табелата подолу покажува типични вредности за ѕвездите по должината на главната низа. Вредностите на сјајноста (L), радиусот ( R ) и масата (M) се во однос на Сонцето - џуџеста ѕвезда со спектрална класификација G2 V. Вистинските вредности за ѕвезда може да варираат до 20-30 % од вредностите наведени подолу.

Табела на ѕвездени параметри од главната низа
Ѕвездена класификација	Полупречник, R/R_☉	Маса, M/M_☉	Сјајност, L/L_☉	Температура (K)	Примерок
O2	12	100	800,000	50,000	BI 253
O6	09.8	035	180,000	38,000	Theta<sup id="mwAUU">1</sup> Orionis C
B0	07.4	018	020,000	30,000	Phi<sup id="mwAVE">1</sup> Orionis
B5	03.8	006.5	000,800	16,400	Pi Andromedae A
A0	02.5	003.2	000,080	10,800	Alpha Coronae Borealis A
A5	01.7	002.1	000,020	08,620	Beta Pictoris
F0	01.3	001.7	000,006	07,240	Gamma Virginis
F5	01.2	001.3	000,002.5	06,540	Eta Arietis
G0	01.05	001.10	000,001.26	05,920	Beta Comae Berenices
G2	01.00	001.00	000,001.00	05,780	Сонце^{[note 2]}
G5	00.93	000.93	000,000.79	05,610	Alpha Mensae
K0	00.85	000.78	000,000.40	05,240	70 Ophiuchi A
K5	00.74	000.69	000,000.16	04,410	61 Cygni A
M0	00.51	000.60	000,000.072	03,800	Lacaille 8760
M5	00.18	000.15	000,000.0027	03,120	EZ Aquarii A
M8	00.11	000.08	000,000.0004	02,650	Van Biesbroeck's star
L1	00.09	000.07	000,000.00017	02,200	2MASS J0523−1403

Производство на енергија

Сите ѕвезди од главната низа имаат јадро каде што енергијата се создава со нуклеарна фузија. Температурата и густината на ова јадро се на ниво неопходно за одржување на производството на енергија што ќе го поддржи остатокот од ѕвездата. Намалувањето на производството на енергија би предизвикало преклопената маса да го компресира јадрото, што резултира со зголемување на брзината на фузија поради повисоките температури и притисок. Исто така, зголемувањето на производството на енергија би предизвикало проширување на ѕвездата, намалувајќи го притисокот во јадрото. Така, ѕвездата формира саморегулирачки систем во хидростатска рамнотежа кој е стабилен во текот на нејзиниот животен век на главната низа.

Ѕвездите од главната низа користат два вида процеси на фузија на водород, а брзината на создавање енергија од секој тип зависи од температурата во областа на јадрото. Астрономите ја делат главната низа на горните и долните делови, врз основа на тоа кој од двата е доминантен процес на фузија. Во долната главна секвенца, енергијата првенствено се генерира како резултат на синџирот протон-протон, кој директно го спојува водородот заедно во серија фази за да произведе хелиум. Ѕвездите во горната главна низа имаат доволно високи температури во јадрото за ефикасно да го користат јаглеродно-азотно-кислородниот циклус (види графикон). Овој процес користи атоми на јаглерод, азот и кислород како посредници во процесот на фузија на водород во хелиум.

На температура на јадрото на ѕвездите од 18 милиони келвини, процесот протон-протон и Јаглеродно-азотно-кислородниот циклус се подеднакво ефикасни, и секој тип генерира половина од нето сјајноста на ѕвездата. Бидејќи ова е температурата на средината на ѕвезда со околу 1,5 M_☉, горната главна низа се состои од ѕвезди над оваа маса. Така, грубо кажано, ѕвездите од спектрална класа F или поладните припаѓаат на долната главна низа, додека ѕвездите од типот А или пожешките се ѕвезди од горната главна низа. Преминот во производството на примарна енергија од една во друга форма опфаќа разлика во опсег помала од една соларна маса. Во Сонцето, ѕвезда со една соларна маса, само 1,5% од енергијата се генерира од Јаглеродно-азотно-кислородниот циклус. Спротивно на тоа, ѕвездите со 1,8 M_☉ или повеќе го генерираат речиси целиот свој излез на енергија низ Јаглеродно-азотно-кислородниот циклус.

Набљудуваната горна граница за ѕвезда од главната низа е 120–200 M_☉. Теоретското објаснување за оваа граница е дека ѕвездите над оваа маса не можат да зрачат енергија доволно брзо за да останат стабилни, така што секоја дополнителна маса ќе биде исфрлена во серија пулсирања додека ѕвездата не достигне стабилна граница. Долната граница за одржлива нуклеарна фузија на протон-протон е околу 0,08 M_☉ или 80 пати поголема од масата на Јупитер. Под овој праг се наоѓаат подѕвездени објекти кои не можат да одржат фузија на водород, познати како кафеави џуџиња.

Структура

Бидејќи постои температурна разлика помеѓу јадрото и површината, односно фотосферата, енергијата се пренесува нанадвор. Двата начини за пренесување на оваа енергија се зрачење и струење. Зрачниот слој, каде што енергијата се распространува преку зрачење, е стабилна против струење и има многу малку мешање на плазмата. Спротивно на тоа, во струевиот слој, енергијата се распространува со масовно движење на плазмата, при што потопол материјал се крева и поладен материјал се спушта. Струењето е поефикасен начин за носење енергија отколку зрачењето, но тоа ќе се случи само во услови кои создаваат стрмен температурен градиент.

Кај масивните ѕвезди (над 10 M_☉), брзината на создавање енергија од јаглеродно-азотно-кислородниот циклус е многу чувствителна на температура, така што фузијата е многу концентрирана во јадрото. Следствено, постои висок температурен градиент во областа на јадрото, што резултира со струевиот слој за поефикасно распространување на енергија. Ова мешање на материјалот околу јадрото ја отстранува пепелта од хелиум од регионот што гори водород, овозможувајќи повеќе од водородот во ѕвездата да се троши за време на животниот век на главната низа. Надворешните области на масивна ѕвезда распространуваат енергија со зрачење, со мало струење или без струење.

Ѕвездите со средна маса, како што е Сириус, може да распространуваат енергија првенствено со зрачење, со мала струјна област на јадрото. Ѕвездите со средна големина и мала маса како Сонцето имаат јадро што е стабилно против струење, со струев слој во близина на површината што ги меша надворешните слоеви. Ова резултира со стабилно натрупување на јадро богато со хелиум, опкружено со надворешен регион богат со водород. Спротивно на тоа, студените ѕвезди со многу мала маса (под 0,4 M_☉) се конвективни насекаде. ^[2] Така, хелиумот произведен во јадрото се распространува низ ѕвездата, создавајќи релативно униформа атмосфера и пропорционално подолг животен век на главната низа.

Варијација во боја

За ѕвезда со најмалку 0,5 M_☉, кога ќе се исцрпи снабдувањето со водород во нејзиното јадро и ќе се прошири за да стане црвен џин, може да почне да спојува атоми на хелиум за да формира јаглерод. Излезната енергија од процесот на фузија на хелиум по единица маса е само околу една десетина од излезната енергија на процесот на водород, а сјајноста на ѕвездата се зголемува. Ова резултира со многу пократко времетраење во оваа фаза во споредба со животниот век на главната низа. (На пример, се предвидува дека Сонцето ќе потроши 130 милиони години согорувајќи хелиум, во споредба со околу 12 милијарди години согорувајќи водород.) Така, околу 90% од набљудуваните ѕвезди над 0,5 M_☉ ќе бидат на главната низа. Во просек, ѕвездите од главната низа се познати дека следат емпириска врска маса-светлина. Осветленоста (L) на ѕвездата е приближно пропорционална со вкупната маса ( M ) како следниов закон за моќност:

Други фактори кои го прошируваат опсегот на главната низа на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм вклучуваат несигурност во растојанието до ѕвездите и присуство на нерешени двојни ѕвезди кои можат да ги променат набљудуваните ѕвездени параметри. Сепак, дури и совршеното набљудување би покажало нејасна главна низа бидејќи масата не е единствениот параметар што влијае на бојата и сјајноста на ѕвездата. Варијациите во хемискиот состав предизвикани од првичните изобилства, ѕвезден развој на ѕвездата, интеракцијата со близок придружник, брзото вртење, или магнетното поле може малку да ја променат позицијата на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм на ѕвездата од главната низа. Како пример, има ѕвезди кои се сиромашни со метал (со многу мало изобилство на елементи со поголем атомски број од хелиумот) кои лежат веднаш под главната низа и се познати како подџуџиња. Овие ѕвезди спојуваат водород во нивните јадра и затоа го означуваат долниот раб на нејасноста на главната низа предизвикана од варијансата во хемискиот состав.

Речиси вертикален регион на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, познат како лента за нестабилност, е окупиран од пулсирачки променливи ѕвезди познати како Кефеидни променливи. Овие ѕвезди се разликуваат по големина во редовни интервали, давајќи им пулсирачки изглед. Лентата го пресекува горниот дел од главната низа во областа на ѕвездите од класа А и F, кои се меѓу една и две соларни маси. Пулсирачките ѕвезди во овој дел од лентата за нестабилност што го сечат горниот дел од главната низа се нарекуваат променливи од типот на Делта Штит. Ѕвездите од главната низа во овој регион доживуваат само мали промени во магнитудата, така што оваа варијација е тешко да се открие. Други класи на нестабилни ѕвезди од главната низа, како што се променливите од типот на Бета Кефеј, не се поврзани со оваа лента на нестабилност.

Животен век

Како што неспојувачкиот хелиум се акумулира во јадрото на ѕвездата од главната низа, намалувањето на изобилството на водород по единица маса резултира со постепено намалување на брзината на фузија во таа маса. Со оглед на тоа што енергијата што се снабдува со фузија го одржува притисокот на јадрото и ги поддржува повисоките слоеви на ѕвездата, јадрото постепено се компресира. Ова носи материјал богат со водород во обвивка околу јадрото богато со хелиум на длабочина каде што притисокот е доволен за да дојде до фузија. Високата излезна моќност од оваа обвивка ги турка повисоките слоеви на ѕвездата подалеку. Ова предизвикува постепено зголемување на радиусот и следствено на сјајноста на ѕвездата со текот на времето. На пример, сјајноста на раното Сонце билаб само околу 70% од неговата денешна вредност. Како што старее ѕвездата, таа ја менува својата позиција на дијаграмот за човечки ресурси. Оваа еволуција се рефлектира во проширување на лентата на главната низа која содржи ѕвезди во различни еволутивни фази.

L\ \propto \ M^{3.5}

Оваа врска се однесува на ѕвездите од главната низа во опсегот 0,1–50 M_☉. ^[5]

Количината на гориво достапно за нуклеарна фузија е пропорционална на масата на ѕвездата. Така, животниот век на ѕвездата на главната низа може да се процени со споредување со соларните еволутивни модели. Сонцето е ѕвезда од главната низа околу 4,5 милијарди години и ќе стане црвен џин за 6,5 милијарди години, ^[6] за вкупен животен век на главната низа од приближно 10¹⁰ години. Оттука: ^[7]

\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}

каде M и L се масата и сјајноста на ѕвездата, соодветно, $M_{\bigodot }$ е сончева маса, $L_{\bigodot }$ е сончевата сјајност и $\tau _{\text{MS}}$ е проценетиот животен век на главната низа на ѕвездата.

Точниот однос маса-светлина зависи од тоа колку ефикасно може да се распространи енергијата од јадрото до површината. Поголемата непроѕирност има изолационен ефект што задржува повеќе енергија во јадрото, така што ѕвездата нема потреба да произведува толку многу енергија за да остане во хидростатска рамнотежа. Спротивно на тоа, помалата непроѕирност значи дека енергијата бега побрзо и ѕвездата мора да согорува повеќе гориво за да остане во рамнотежа. ^[8] Доволно високата непроѕирност може да резултира со распространување на енергија преку струење, што ги менува условите потребни за да се остане во рамнотежа.

Кај ѕвездите од главната низа со висока маса, непроѕирноста е доминирана од расејувањето на електроните, кое е речиси константно со зголемување на температурата. Така, сјајноста се зголемува само како коцката од масата на ѕвездата. За ѕвезди под 10 M_☉, непроѕирноста станува зависна од температурата, што резултира со сјајноста што варира приближно како четвртата моќност од масата на ѕвездата. ^[5] За ѕвездите со многу мала маса, молекулите во атмосферата исто така придонесуваат за непроѕирноста. Под околу 0,5 M_☉, сјајноста на ѕвездата варира во однос на масата до моќноста од 2,3, што создава израмнување на наклонот на графиконот на масата наспроти сјајноста. Сепак, дури и овие усовршувања се само приближна вредност, а односот маса-светлина може да варира во зависност од составот на ѕвездата.

Еволутивни патеки

Ѕвезди со помалку од 0.23 M_☉ ^[9]се предвидува дека директно ќе станат бели џуџиња кога генерирањето енергија со нуклеарна фузија на водород во нивното јадро ќе запре, но ѕвездите во овој опсег на маса имаат животен век на главната низа подолг од сегашната возраст на универзумот, така што не ѕвездите се доволно стари за да се случи ова.

Кај ѕвездите помасивни од 0.23 M_☉, водородот што го опкружува јадрото на хелиумот достигнува доволна температура и притисок за да се подложи на фузија, формирајќи обвивка што гори водород и предизвикува проширување и ладење на надворешните слоеви на ѕвездата. Етапата кога овие ѕвезди се оддалечуваат од главната низа е позната како подџиновска гранка; тој е релативно краток и се појавува како празнина во еволутивната патека бидејќи неколку ѕвезди се забележани во таа точка.

Кога јадрото на хелиумот на ѕвездите со мала маса станува дегенерирано, или кога надворешните слоеви на ѕвездите со средна маса се ладат доволно за да станат непроѕирни, нивните водородни обвивки се зголемуваат во температурата и ѕвездите почнуваат да стануваат посјајни. Ова е познато како гранка на црвениот џин; тоа е релативно долготрајна фаза и се појавува видно во Х–Р дијаграмите. Овие ѕвезди на крајот ќе го завршат својот живот како бели џуџиња. ^[10] ^[11]

Најмасивните ѕвезди не стануваат црвени џинови; наместо тоа, нивните јадра брзо стануваат доволно жешки за да спојат хелиум и на крајот потешки елементи и тие се познати како суперџинови. Тие следат приближно хоризонтални еволутивни патеки од главната низа низ врвот на дијаграмот. Суперџиновите се релативно ретки и не се прикажани видно на повеќето Х–Р дијаграми. Нивните јадра на крајот ќе пропаднат, што обично води до супернова и оставајќи зад себе или неутронска ѕвезда или црна дупка. ^[12]

Кога ќе се формира ѕвездено јато приближно во исто време, животниот век на главната низа на овие ѕвезди ќе зависи од нивните индивидуални маси. Најмасивните ѕвезди први ќе ја напуштат главната низа, а потоа ѕвездите со уште помала маса. Положбата каде ѕвездите во јатото ја напуштаат главната низа е позната како точка на исклучување. Со познавање на животниот век од главната низа на ѕвездите во овој момент, станува возможно да се процени староста на јатото. ^[13]

Понатамошно читање

Општо

Кипенхан, Рудолф, 100 милијарди сонца, Основни книги, Њујорк, 1983 година.

Технички

↑ „The Brightest Stars Don't Live Alone“. ESO Press Release. Посетено на 27 July 2012.
↑ ^2,0 ^2,1 Kroupa, Pavel (2002). „The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems“. Science. 295 (5552): 82–91. arXiv:astro-ph/0201098. Bibcode:2002Sci...295...82K. doi:10.1126/science.1067524. PMID 11778039. Посетено на 2007-12-03.
↑ Pettersen, B. R.; Hawley, S. L. (1989-06-01). „A spectroscopic survey of red dwarf flare stars“. Astronomy and Astrophysics. 217: 187–200. Bibcode:1989A&A...217..187P. ISSN 0004-6361.
↑ „A course on stars' physical properties, formation and evolution“ (PDF). University of St. Andrews. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-12-02. Посетено на 2010-05-18.
↑ ^5,0 ^5,1 Rolfs, Claus E.; Rodney, William S. (1988). Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-72457-7.
↑ Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E. (November 1993). „Our Sun. III. Present and Future“. Astrophysical Journal. 418: 457–468. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407.
↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D. (1994). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution. Birkhäuser. стр. 28. ISBN 978-0-387-94138-7.
↑ Imamura, James N. (7 February 1995). „Mass-Luminosity Relationship“. University of Oregon. Архивирано од изворникот на 14 December 2006. Посетено на 8 January 2007.
↑ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (April 1997). „A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects“. Reviews of Modern Physics. 69 (2): 337–372. arXiv:astro-ph/9701131. Bibcode:1997RvMP...69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID 12173790.
↑ Staff (12 October 2006). „Post-Main Sequence Stars“. Australia Telescope Outreach and Education. Архивирано од изворникот на 20 January 2013. Посетено на 2008-01-08.
↑ Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). „Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M_sun, and from Z=0.0004 to 0.03“. Astronomy and Astrophysics Supplement. 141 (3): 371–383. arXiv:astro-ph/9910164. Bibcode:2000A&AS..141..371G. doi:10.1051/aas:2000126.
↑ Sitko, Michael L. (24 March 2000). „Stellar Structure and Evolution“. University of Cincinnati. Архивирано од изворникот на 26 March 2005. Посетено на 2007-12-05.
↑ Krauss, Lawrence M.; Chaboyer, Brian (2003). „Age Estimates of Globular Clusters in the Milky Way: Constraints on Cosmology“. Science. 299 (5603): 65–69. Bibcode:2003Sci...299...65K. doi:10.1126/science.1075631. PMID 12511641.

Грешка во наводот: Има ознаки <ref> за група именувана како „note“, но нема соодветна ознака <references group="note"/>.

[1] „The Brightest Stars Don't Live Alone“. ESO Press Release. Посетено на 27 July 2012.

[science295_5552-2] 2,0 ^2,1 Kroupa, Pavel (2002). „The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems“. Science. 295 (5552): 82–91. arXiv:astro-ph/0201098. Bibcode:2002Sci...295...82K. doi:10.1126/science.1067524. PMID 11778039. Посетено на 2007-12-03.

[3] Pettersen, B. R.; Hawley, S. L. (1989-06-01). „A spectroscopic survey of red dwarf flare stars“. Astronomy and Astrophysics. 217: 187–200. Bibcode:1989A&A...217..187P. ISSN 0004-6361.

[5] „A course on stars' physical properties, formation and evolution“ (PDF). University of St. Andrews. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-12-02. Посетено на 2010-05-18.

[rolfs_rodney88-7] 5,0 ^5,1 Rolfs, Claus E.; Rodney, William S. (1988). Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-72457-7.

[apj418-8] Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E. (November 1993). „Our Sun. III. Present and Future“. Astrophysical Journal. 418: 457–468. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407.

[hansen_kawaler94-9] Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D. (1994). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution. Birkhäuser. стр. 28. ISBN 978-0-387-94138-7.

[imamura07-10] Imamura, James N. (7 February 1995). „Mass-Luminosity Relationship“. University of Oregon. Архивирано од изворникот на 14 December 2006. Посетено на 8 January 2007.

[romp692-11] Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (April 1997). „A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects“. Reviews of Modern Physics. 69 (2): 337–372. arXiv:astro-ph/9701131. Bibcode:1997RvMP...69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID 12173790.

[pmss_atoe-12] Staff (12 October 2006). „Post-Main Sequence Stars“. Australia Telescope Outreach and Education. Архивирано од изворникот на 20 January 2013. Посетено на 2008-01-08.

[aaas141-13] Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). „Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M_sun, and from Z=0.0004 to 0.03“. Astronomy and Astrophysics Supplement. 141 (3): 371–383. arXiv:astro-ph/9910164. Bibcode:2000A&AS..141..371G. doi:10.1051/aas:2000126.

[sitko00-14] Sitko, Michael L. (24 March 2000). „Stellar Structure and Evolution“. University of Cincinnati. Архивирано од изворникот на 26 March 2005. Посетено на 2007-12-05.

[science299_5603-15] Krauss, Lawrence M.; Chaboyer, Brian (2003). „Age Estimates of Globular Clusters in the Milky Way: Constraints on Cosmology“. Science. 299 (5603): 65–69. Bibcode:2003Sci...299...65K. doi:10.1126/science.1075631. PMID 12511641.

[1]

[2]

[3]

[note 1]

[4]

[note 2]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]