Hovedsekvens

Hovedsekvensen  er stjerneudviklingsstadiet såvel som området på Hertzsprung-Russell-diagrammet dannet af stjerner på dette stadium og den tilsvarende lysstyrkeklasse .

Stjerner kommer ind i hovedsekvensen efter protostjernestadiet  - når deres eneste energikilde er termonukleære reaktioner af heliumfusion fra brint , der foregår i kernen. På dette tidspunkt anses stjernens alder for nul, og den er på den såkaldte indledende hovedsekvens. Efterhånden som brint er opbrugt, bliver stjernen lidt lysere, bevæger sig væk fra den oprindelige hovedsekvens, og når der ikke er brint tilbage i kernen, forlader stjernen til sidst hovedsekvensen, og hvordan det sker afhænger af stjernens masse. Men under alle omstændigheder varer de yderligere stadier af evolutionen meget mindre end stadiet i hovedsekvensen, og som følge heraf hører langt de fleste stjerner i universet , inklusive Solen , til hovedsekvensen. Planetsystemer af lavmasse hovedsekvensstjerner er af interesse i søgningen efter beboelige planeter  på grund af deres lange eksistens og stabile størrelse af den beboelige zone .

Hovedsekvensen blev først opdaget og beskrevet i begyndelsen af ​​det 20. århundrede i flere selvstændige værker, hvori spektrum-luminositetsdiagrammet blev bygget. I midten af ​​det 20. århundrede blev hovedsekvensstjernernes natur og udvikling belyst.

I Hertzsprung-Russell-diagrammet løber hovedsekvensen diagonalt fra det øverste venstre hjørne (høj lysstyrke , blå) til nederste højre hjørne (lav lysstyrke, rød). Hovedsekvensstjernernes masser, størrelser, temperaturer og lysstyrker er således tæt beslægtede med hinanden og ligger i et ret bredt område.

Egenskaber

Grundlæggende egenskaber

Lysstyrkerne, radierne og temperaturerne for hovedsekvensstjerner varierer over et ret bredt område: der er lysstyrker fra 10 −4 til 10 6 L ⊙ (og absolutte størrelser fra −6 m til +16 m [1] ), radier fra 0,1 til mere end 10 R ⊙ , temperaturer — fra 3 til 50 tusind K [2] [3] . Disse størrelser er dog nært beslægtede, hvilket resulterer i, at hovedsekvensstjernerne på Hertzsprung-Russell-diagrammet indtager et næsten diagonalt bånd, der går fra lyseblå stjerner til svagt røde [4] . Hovedsekvensstjerner har en lysstyrkeklasse V [5] . 90 % af alle stjerner, inklusive Solen , tilhører hovedsekvensen, hvilket skyldes den lange varighed af dette udviklingstrin (se nedenfor ) [6] .

Ovenstående parametre bestemmes primært af stjernens masse. De er også påvirket af andre egenskaber ved stjernen, men i meget mindre grad end massen (se nedenfor ) [7] . Hvis vi betragter stjernen som et helt sort legeme , så er dens lysstyrke proportional med kvadratet af radius og fjerde potens af den effektive temperatur ifølge Stefan-Boltzmann-loven [6] :

hvor  er Stefan-Boltzmann konstanten . Denne lov gælder for alle stjerner, ikke kun hovedsekvensstjerner. For hovedsekvensstjerner er massen og lysstyrken forbundet med samme navn-relation : teoretisk kan den estimeres som , hvor den dog for rigtige stjerner kan tage værdier fra 1 til 5 i forskellige masseområder [8] . Forholdet mellem en stjernes masse og radius beskrives ofte af et lignende forhold - , hvor det tager værdier ikke mere end 1 i forskellige masseområder [9] , men nogle gange er dette forhold tilnærmet af mere komplekse funktioner [10] .

Under alle omstændigheder viser det sig, at alle fire parametre hænger tæt sammen. Teoretiske massegrænser begrænser rækkevidden af ​​andre stjerneparametre. Den maksimale masse af stabile stjerner er omkring 120 M ⊙ . Selvom der kendes mere massive stjerner, viser de sig at være ustabile, pulserer og taber masse, og sender stof ud i det ydre rum, indtil de bliver stabile [11] . Den nedre massegrænse er omkring 0,08 M ​​⊙ : ved en lavere masse er en stjerne ude af stand til at understøtte forbrændingen af ​​brint i dens indre og er en brun dværg , ikke en stjerne [12] .

Under dannelsen er hovedsekvensstjerner homogene og består hovedsageligt af brint (ca. 91% af antallet af partikler, 75% efter masse) og helium (ca. 9% af antallet af partikler, 25% af massen) - deres sammensætning er tæt på til det interstellare medium [13 ] [14] [15] . Desuden indeholder disse stjerner en lille mængde tungere grundstoffer [16] . Over tid stiger andelen af ​​helium i centrum på grund af igangværende termonukleære reaktioner [17] .

Hovedsekvensstjerner kaldes normalt " dværge " uanset deres størrelse [18]  - for eksempel er Solen en gul dværg . Forskellen fra kæmpestjerner i lysstyrke kan dog kun spores for stjerner af sene spektralklasser. Hovedsekvensstjerner af klasserne O , B , A og F på Hertzsprung-Russell-diagrammet er placeret næsten på samme sted som giganterne i disse spektralklasser [1] [19] . Derudover er det ikke alle stjerner, der kaldes dværge, der hører til hovedsekvensen: For eksempel er hvide dværge eller brune dværge ikke hovedsekvensstjerner [20] .

Variationer i temperatur og lysstyrke

Ved forbrænding af brint i stjernernes kerne dannes der helium, hvormed der ikke finder termonukleære reaktioner sted i den periode, hvor stjernen er på hovedsekvensstadiet . Der er mindre brint tilbage i kernen, hvorfor stjernen er tvunget til gradvist at trække sig sammen for at kompensere for faldet i reaktionshastigheden. Dette øger trykket i kernen og dermed kraften i energifrigivelsen og stjernens lysstyrke [21] . Stjernen ændrer således sin position på Hertzsprung-Russell-diagrammet, selv når den er på hovedsekvensen, før den forlader den [22] . For 4,5 milliarder år siden havde Solen , der allerede var en hovedsekvensstjerne, en lysstyrke på omkring 70 % af nutidens [23] .

Andre fænomener som hurtig rotation kan også påvirke en stjernes forskydning i forhold til hovedsekvensen [24] . Lysstyrken og overfladetemperaturen påvirkes også af stjernens metallicitet . Der skelnes mellem en separat klasse af stjerner, kaldet underdværge : de frigiver energi på grund af forbrændingen af ​​brint i kernen, men det er gamle stjerner, der er fattige på tunge grundstoffer. På grund af dette har underdværge størrelser 1-2 m svagere end hovedsekvensstjerner af samme spektraltyper [25] . Endelig er der blandt stjernerne i hovedsekvensen variable stjerner , for eksempel variabler som Delta Scuti , der på grund af variabilitet ændrer deres position på diagrammet med en vis periode [26] . Alle disse omstændigheder giver hovedsekvensstjernerne en vis spredning i farve-luminositetsdiagrammet, især i området for tidlige spektraltyper [22] .

Bygning

Kernen er den tætteste og varmeste del af stjernen, hvor kernereaktioner finder sted og energi frigives (se nedenfor ) [7] . Energi fra kernen kan overføres til overfladen på to hovedmåder: konvektion  - blanding af stof og strålingsoverførsel  - successiv absorption og re-emission af fotoner . Konvektion opstår kun, hvis strålingstransport ikke er i stand til hurtigt at overføre energi, og der dannes en tilstrækkelig stor temperaturgradient i et område af stjernen , hvilket gør den ustabil over for konvektion [12] [27] .

I højmassestjerner er energifrigivelsen stærkt koncentreret mod midten: for eksempel i en stjerne med en masse på 10 M ⊙ 90 % af energien frigives i de indre 10 % af stjernens masse, og i en stjerne med en masse på 1 M ⊙ frigives den samme energibrøk i de indre 70 % af massen [28] . Derfor er temperaturgradienten i kernen ret stor, og for stjerner med masser større end 1,5 M ⊙ er kernen konvektiv, mens de ydre lag er et område med strålingsoverførsel. Med et fald i massen bliver størrelsen af ​​den konvektive kerne mindre, og en konvektiv zone vises nær stjernens overflade, da de ydre lag bliver uigennemsigtige på grund af lavere temperatur og reducerer effektiviteten af ​​strålingsoverførsel. Når stjernens masse er mindre end 1,15 M ⊙ , forsvinder den konvektive kerne fuldstændigt. I masseområdet 1,15–1,5 M ⊙ har stjernen således to små konvektionszoner, i kernen og nær overfladen, mens resten af ​​stjernen er modstandsdygtig over for konvektion. Med et yderligere fald i stjernens masse øges konvektionszonen nær overfladen, og for stjerner med en masse mindre end 0,2–0,5 M ⊙ strækker den sig til hele stjernens volumen [29] [30]  — lav- massestjerner er fuldstændig konvektive [27] [31] .

Strukturen af ​​en stjerne påvirker dens udvikling (se nedenfor ): for eksempel er stjerner med lav masse fuldstændig konvektiv, så helium, der produceres i kernerne af sådanne stjerner, transporteres gennem hele deres volumen. De forbliver kemisk homogene og fortsætter fusionen, indtil al brint i stjernen er opbrugt. Tværtimod danner mere massive stjerner en heliumkerne på et bestemt tidspunkt, og reaktionerne i midten stopper [30] . Strukturen af ​​en stjerne kan ændre sig over tid: Efterhånden som helium akkumuleres, øges stoffets gennemsigtighed, hvilket kan føre til et stop af konvektion i kernerne af stjerner med lav masse [32] .

Energifrigivelse

Hovedsekvensstjerner frigiver energi ved hjælp af termonukleare reaktioner : de syntetiserer alle helium fra brint . Der er to ruter for heliumsyntese: proton-proton-cyklussen og CNO-cyklussen . Førstnævnte dominerer i stjerner med en masse mindre end 1,5 M ⊙ , mens sidstnævnte yder hovedbidraget til lysstyrken af ​​mere massive stjerner [33] .

Med en stigning i massen af ​​en stjerne stiger temperaturen og tætheden i dens kerne, og disse parametre bestemmer igen hyppigheden af ​​termonukleære reaktioner og følgelig kraften i energifrigivelsen. For proton-proton-cyklussen er effekten proportional med 4. potens af temperaturen i kernen, og for CNO-cyklussen er den proportional med 17. potens; derfor, ved høje temperaturer, begynder CNO-cyklussen at spille hovedrollen rolle [27] [34] .

Temperaturområdet i stjernernes centre er ret lille: for en stjerne med en masse på 0,1 M ⊙ er temperaturen i kernen 4 millioner kelvin , og for en stjerne med en masse på 50 M ⊙  er den 40 millioner . Effektiviteten af ​​proton-proton-cyklussen og CNO-cyklussen sammenlignes ved en temperatur på 18 millioner kelvin (hvilket nøjagtigt opnås i stjerner med en masse på 1,5 M ⊙ ), i Solen med en central temperatur på 16 millioner kelvin, kun 10 % af energien frigives i CNO-cyklussen [27] [34] [35] .

I stjerner med meget lav metallicitet forløber nukleosyntesen anderledes. Et af funktionerne ved CNO-cyklussen er, at for dens drift er tilstedeværelsen af ​​kulstof , nitrogen og oxygen i stjernestoffet nødvendig. Hvis disse grundstoffer ikke er nok - mindre end 10 −10 -10 −9 masser af stjernen, kan CNO-cyklussen ikke passere, og proton-proton-cyklussen forbliver den eneste energikilde. For at frigive nok energi med dens hjælp til at opretholde hydrostatisk ligevægt , tvinges stjernens kerne til at trække sig sammen og varmes op meget mere end for en stjerne med normal metallicitet. I dette tilfælde kan temperaturen i midten af ​​massive stjerner nå op på 100 millioner kelvin, hvilket allerede er nok til en tredobbelt alfa-proces, der involverer helium. Denne reaktion producerer kulstof , og når der er nok af det, begynder energi at blive frigivet på grund af CNO-cyklussen, og temperaturen og trykket i stjernens kerne falder til de værdier, der observeres i normale stjerner. Det menes, at det beskrevne scenarie blev realiseret i hypotetisk population III- stjerner : de skulle være blevet dannet af stof dannet under primær nukleosyntese , som praktisk talt ikke indeholdt grundstoffer, der var tungere end helium [36] .

Evolution

Skift til hovedsekvensen

Stjerner kommer ind i hovedsekvensfasen efter protostjernestadiet . På det evolutionære stadium frigiver stjernen energi på grund af sin egen kompression, men ved dens afslutning begynder termonuklear fusion i stjernens kerne . I første omgang brænder lithium og beryllium , hvorefter fusionen af ​​helium fra brint begynder, som i nogen tid ledsages af forbrænding af deuterium og helium-3 . Når styrken af ​​disse reaktioner sammenlignes med stjernens lysstyrke, holder den op med at skrumpe. Kort efter opnås en ligevægt mellem forbrug og produktion af deuterium og helium-3, og termonukleære reaktioner, der involverer brint, bliver den eneste energikilde for stjernen. Det er generelt accepteret, at stjernen i dette øjeblik falder på hovedsekvensen, og stjernens alder tælles fra den. Området af Hertzsprung-Russell-diagrammet , hvor stjernerne i nulalderen er placeret, kaldes den indledende hovedsekvens eller hovedsekvensen af ​​nulalderen. Den er placeret i bunden af ​​hovedsekvensen - stjerner bliver lysere med tiden [7] [37] [38] .

Hovedsekvens evolution

Under forbrændingen af ​​brint ophobes helium i stjernens kerne - afhængigt af stjernens masse og konvektionszonens placering kan helium enten være jævnt fordelt i hele stjernens volumen eller forblive inde i kernen. Under alle omstændigheder, mens stjernen er på hovedsekvensen, fortsætter reaktionerne, der involverer helium, ikke, og koncentrationen af ​​brint falder. For at kompensere for faldet i reaktionshastigheden trækker stjernens kerne sig sammen og opvarmes, hvilket i sidste ende fører til en stigning i lysstyrken. Stigningen i lysstyrke kombineres med et fald i overfladetemperaturen for massive stjerner og dens stigning for lavmassestjerner - stjernen bevæger sig væk fra den indledende hovedsekvens [39] .

Så f.eks. vil Solen under opholdet på hovedsekvensen øge sin lysstyrke mere end 3 gange: For 4,5 milliarder år siden var Solen på den indledende hovedsekvens og havde en lysstyrke på 0,7 L ⊙ , og efter 6,4 milliarder år, når brint i kernen vil være opbrugt, vil det stige ned fra hovedsekvensen med en lysstyrke på 2,2 L ⊙ . Solens radius i dette stadie vil stige fra 0,9 til 1,6 R ⊙ [23] .

Afgang fra hovedsekvensen

Selvom alle hovedsekvensstjerner akkumulerer helium, hvilket på et tidspunkt fører til ophør af reaktioner i kernen, fuldender stjerner med forskellig masse dette udviklingsstadium på forskellige måder [30] [40] .

Stjerner med masser større end 1,2-1,3 M ⊙ har en konvektiv kerne af tilstrækkelig størrelse til, at alle termonukleære reaktioner kan finde sted inden for dens grænser. Kernerne i sådanne stjerner er kemisk homogene, og som et resultat, når andelen af ​​brint i kernen falder under en vis grænse, stopper reaktionerne øjeblikkeligt i hele kernen. En generel kompression begynder, på grund af hvilken stjernen udstråler, mens den varmes op og bliver lidt lysere - på Hertzsprung-Russell diagrammet bevæger stjernen sig op og til venstre og beskriver den såkaldte krog ( engelsk krog ) [41 ] . På grund af kompressionen bliver lagene omkring heliumkernen varme og tætte nok til at begynde at brænde brint der. Sammentrækningen stopper, og stjernen forlader hovedsekvensen og bliver en underkæmpe [30] [42] [43] .  

I mindre massive stjerner med en masse mindre end 1,2-1,3 M ⊙ , men mere end 0,2 M ⊙ , er den konvektive kerne enten for lille eller fraværende, og energikilderne er meget mindre koncentrerede i midten. Som følge heraf forbruges brint med forskellige hastigheder i forskellige områder af stjernen, og stjernen viser sig at være kemisk inhomogen. I selve midten af ​​stjernen udtømmes brint først, men i andre områder fortsætter det med at brænde, så der er ingen generel kompression. Først påvirker dannelsen af ​​en heliumkerne ikke den observerede udvikling af stjernen, og den forlader ikke hovedsekvensen. Først når kernen bliver tilstrækkelig massiv og begynder at skrumpe, og de ydre lag udvider sig og afkøles, anses det for, at stjernen passerer til den underkæmpe gren [23] [43] [44] .

Stjerner med den mindste masse, mindre end 0,2 M ⊙ , er fuldstændig konvektiv og forbliver kemisk homogene gennem næsten hele deres udvikling [29] [30] . Efterhånden som helium akkumuleres, bliver sådanne stjerner - røde dværge  - lysere og varmere og bliver til blå dværge , og derefter, når brinten i hele stjernen er opbrugt, til hvide dværge . Men på grund af den meget lange levetid for sådanne stjerner, som burde overstige universets alder (se nedenfor ), observeres mærkbart udviklede lavmassestjerner ikke - der er kun teoretiske beregninger af sådanne stjerners udvikling [ 32] [45] [46] .

Længden af ​​hovedsekvensfasen

Hvor lang tid en stjerne bruger på hovedsekvensen bestemmes af mængden af ​​energi en stjerne kan opnå ved at brænde brint i sin kerne og af dens lysstyrke. Når en størrelse divideres med en anden, opnås tid, kaldet den nukleare tidsskala . For eksempel, hvis Solen kan brænde omkring 10 % af sin masse i kernen, og når brint omdannes til helium, omdannes kun 0,7 % af massen til energi , så kan den nukleare tidsskala for Solen estimeres som [47] :

hvor  er Solens masse ,  er solens lysstyrke ,  er lysets hastighed . Værdien opnås svarende til omkring 10 10 år. Ud fra de samme overvejelser kan den nukleare tidsskala også estimeres for andre stjerner [47] :

hvor  er henholdsvis massen og lysstyrken af ​​den valgte stjerne. For hovedsekvensstjerner stiger lysstyrken hurtigere end massen , derfor, jo større masse stjernen er, jo kortere er dens tid på dette stadium. Hvis vi groft accepterer masse-lysstyrkeforholdet som for de fleste stjerner, så vil levetiden afhænge af massen som . For de mest massive stjerner nærmer forholdet sig , så for dem holder levetiden op med at falde med stigende masse og kommer til en værdi i størrelsesordenen flere millioner år, hvilket er meget kort efter astronomiske standarder [47] [48] . Tværtimod kan de mest lavmasse-stjerner være på hovedsekvensen i op til snesevis af billioner af år. En så lang periode, der overstiger universets nuværende alder , opnås ikke kun på grund af lav lysstyrke, men også på grund af det faktum, at de mest lavmassestjerner er fuldstændig konvektiv og bruger al den brint, de har, i kernereaktioner [32 ] [45] [46] .

Denne funktion gør det muligt at bestemme stjernehobenes alder under hensyntagen til det faktum, at stjernerne i dem blev dannet næsten samtidigt. På Hertzsprung-Russell-diagrammet for hoben er hovedsekvensen afgrænset til venstre og går ind i den subgigantiske gren : de mest massive stjerner har allerede forladt hovedsekvensen, og de stjerner, hvis levetid falder sammen med hobens alder, bør forsvinde til subgigantgrenen og være ved vendepunktet . Jo svagere og rødere stjernerne er ved vendepunktet, jo lavere er deres masse og jo ældre er hoben [49] [50] .

Hovedsekvensstadiet er også det længste stadie i stjernernes udvikling, så 90 % af stjernerne tilhører hovedsekvensen [8] [51] . Dette skyldes, at stjernerne i de efterfølgende stadier har en meget større lysstyrke og forbruger energi hurtigere. Derudover giver forbrændingen af ​​brint en større energifrigivelse per masseenhed end andre termonukleare reaktioner, og brint i sig selv er det mest almindelige grundstof i universet [52] . Så for eksempel for Solen, fra begyndelsen af ​​dens dannelse til transformationen til en hvid dværg , vil der gå 12,4 milliarder år, hvoraf den vil bruge 10,9 milliarder år på hovedsekvensen [23] . Samtidig ændres parametrene for stjerner under hovedsekvensstadiet mindre end i andre stadier, derfor viser hovedsekvensen sig på Hertzsprung-Russell-diagrammet ikke kun at være den mest talrige, men også en meget tætbefolket region [53] .

Af ovenstående grunde er lavmasse hovedsekvensstjerner af interesse i søgningen efter potentielt beboelige planeter og udenjordisk liv . På grund af den langsomme ændring i lysstyrken ændres størrelsen af ​​den beboelige zone omkring stjernen også langsomt, så livet har tid nok til at dukke op og udvikle sig. Hovedsekvensstjerner, der er mere massive end Solen, udvikler sig hurtigere og giver planeter mindre tid til at udvikle liv på dem. Det er heller ikke sandsynligt, at de mindst massive stjerner har levedygtige planeter: den beboelige zone er placeret meget tæt på dem, så planeterne er tidevandssynkroniserede med stor sandsynlighed og er stærkt påvirket af stjernevinden . Af disse grunde anses gule og orange dværge for at være de mest foretrukne for livets oprindelse [54] [55] .

Studiehistorie

En forudsætning for opdagelsen af ​​hovedsekvensen var konstruktionen af ​​et " farve  - absolut størrelse " diagram for nogle stjerner. De blev først brugt i deres arbejde uafhængigt af Einar Hertzsprung og Henry Russell i 1905-1913, på grund af hvilke sådanne diagrammer og andre som dem begyndte at blive kaldt Hertzsprung-Russell diagrammer . Begge videnskabsmænd forventede at se en nogenlunde jævn fordeling af stjerner på diagrammet, men fandt ud af, at de fleste af stjernerne er placeret langs en diagonal stribe, som blev kaldt hovedsekvensen [4] [56] . Hertzsprung bemærkede også, at stjerner af sene spektralklasser enten er meget lysere eller meget svagere end Solen, og introducerede udtrykkene " giganter " og " dværge " i forhold til stjerner [19] .

I 1943 William Morgan , Philip Keenan og Edith Kellmanforbedrede spektralklassifikationssystemet ved at tilføje en lysstyrkeklasse til det . Det forbedrede system blev kaldt Yerkes-systemet, hovedsekvensens stjerner modtog lysstyrkeklasse V i det. Det blev muligt at bestemme, om en stjerne tilhører lysstyrkeklassen, ikke kun på baggrund af lysstyrke, men også ud fra typen af ​​spektrum , især ved bredden af ​​spektrallinjer [57] [58] [59] .

Samtidig udviklede ideer om stjerners fysiske egenskaber og deres udvikling. I slutningen af ​​det 19. århundrede troede man, at alle stjerner udstråler på grund af gravitationssammentrækning, men denne hypotese blev forkastet, fordi den ikke kunne forklare, at Solen har eksisteret i milliarder af år. I begyndelsen af ​​det 20. århundrede antog Arthur Eddington , at stjerner udstråler på grund af omdannelsen af ​​brint til helium med massetab, og i 1930'erne blev proton-proton-cyklussen og CNO-cyklussen opdaget , hvorigennem en sådan transformation er mulig [ 60] .

Selvom ideen længe har eksisteret om, at hovedsekvensstjerner og giganter er forskellige udviklingsstadier, var udviklingsretningen ikke helt kendt. I 1954 fandt Allan Sandage ud af, at stjerner bliver kæmper efter hovedsekvensfasen, og ikke omvendt. Derudover fandt han ud af, at hovedsekvensstjerner for det meste udvikler sig vinkelret på den, ikke langs den. Således har ideen om hovedsekvensen allerede nærmet sig moderne [60] .

I øjeblikket er der allerede udviklet detaljerede evolutionsmodeller, der tager højde for mange effekter, for eksempel rotationen af ​​en stjerne og tabet af masse til den. Meget opmærksomhed i sådanne modeller er givet til hovedsekvensstadiet [61] [62] . Forskning ved hjælp af moderne teleskoper som Gaia giver et væld af oplysninger om stjerner, herunder hovedsekvensstjerner, som gør det muligt nøjagtigt at bestemme deres egenskaber [63] .

Noter

1. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71-73. Cambridge University Press . Hentet 1. april 2021. Arkiveret fra originalen 29. december 2010. (ubestemt)
2. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , s. 151.
3. ↑ 1 2 Baturin V. A., Mironova I. V. Stjerner: deres struktur, liv og død . Hovedsekvens . Astronet . Hentet 1. april 2021. Arkiveret fra originalen 29. juni 2020. (ubestemt)
4. ↑ 1 2 Karttunen et al., 2007 , pp. 215-216.
5. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 377.
6. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , s. 148-149.
7. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 394.
8. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , s. 149.
9. ↑ Postnov K. A. Forelæsninger om generel astrofysik for fysikere . Relationer for hovedsekvensstjerner . Astronet . Hentet 20. april 2020. Arkiveret fra originalen 8. januar 2020. (ubestemt)
10. ↑ Eker Z., Bakis V., Bilir S., Soydugan F., Steer I. Indbyrdes forbundne hovedsekvens masse-luminositet, masse-radius og masseeffektive temperaturforhold  // Månedlige meddelelser fra Royal  Astronomical . - N. Y. : Wiley-Blackwell , 2018. - 1. oktober (bd. 479). - 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. - 1. december (bd. 162). - S. 947. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/150726 . Arkiveret fra originalen den 26. marts 2019.
12. ↑ 12 Karttunen et al., 2007 , s. 247.
13. ↑ Surdin V. G. Interstellar medium . Astronet . Hentet 2. juni 2020. Arkiveret fra originalen 17. juli 2020. (ubestemt)
14. ↑ Surdin, 2015 , s. 124.
15. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 396.
16. ↑ Kemisk sammensætning . Astronomi . Swinburne University of Technology . Hentet 1. april 2021. Arkiveret fra originalen 28. februar 2021. (ubestemt)
17. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 249.
18. ↑ Mironov A. V. Hovedsekvens . Stor russisk encyklopædi . Hentet 3. april 2021. Arkiveret fra originalen 17. april 2021. (ubestemt)
19. ↑ 1 2 Russell HN "Kæmpe" og "dværg" stjerner  (engelsk)  // The Observatory / Gen. redaktør Arthur Stanley Eddington . - L. , 1913. - 1. august (bd. 36). - S. 324-329. — ISSN 0029-7704 . Arkiveret fra originalen den 26. marts 2019.
20. ↑ Darling D. Dværgstjerne . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 3. april 2021. Arkiveret fra originalen 7. februar 2022. (ubestemt)
21. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 124.
22. ↑ 1 2 Kholopov P. N. Stjernehobe . Redegørelse for evolutionære effekter. Problemet med at bestemme den indledende hovedsekvens . Astronet . Hentet 1. april 2021. Arkiveret fra originalen 20. marts 2019. (ubestemt)
23. ↑ 1 2 3 4 Sackmann IJ, Boothroyd AI, Kraemer KE Our Sun. III. Nutid og fremtid  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1. november (bd. 418). - S. 457. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Arkiveret fra originalen den 26. februar 2008.
24. ↑ Sweet PA, Roy AE The Structure of Rotating Stars. I  (eng.)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 1953. - 1. december (vol. 113 ( udgave 6 ). - P. 701-715. - ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/113.6.701 .
25. ↑ Yungelson L.R. Subdwarfs . Stor russisk encyklopædi . Hentet 1. april 2021. Arkiveret fra originalen 5. marts 2021. (ubestemt)
26. ↑ Samus N.N. Variable stjerner . Pulserende stjerner . Astronomisk arv . Hentet 1. april 2021. Arkiveret fra originalen 19. januar 2012. (ubestemt)
27. ↑ 1 2 3 4 Brainerd JJ Main-Sequence Stars . Astrofysik-tilskueren . Freddie Wilkinson. Hentet 2. april 2021. Arkiveret fra originalen 4. juni 2020. (ubestemt)
28. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 128.
29. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , s. 159.
30. ↑ 1 2 3 4 5 Karttunen et al., 2007 , pp. 247-249.
31. ↑ Baturin V.A., Mironova I.V. Stjerner: deres struktur, liv og død . Struktur af hovedsekvensstjerner . Astronet . Hentet 2. april 2021. Arkiveret fra originalen 5. juli 2020. (ubestemt)
32. ↑ 1 2 3 Laughlin G., Bodenheimer P., Adams FC The End of the Main Sequence  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - 10. juni (vol. 482 ( iss. 1 ). - S. 420. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/304125 . Arkiveret fra originalen den 21. februar 2022.
33. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 234-236.
34. ↑ 1 2 Hovedsekvensstjerner  . _ Australia Telescope National Facility . Sydney: CSIRO . Hentet 2. april 2021. Arkiveret fra originalen 21. juli 2020.
35. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 121.
36. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 155-159.
37. ↑ Zero Age Main Sequence . Swinburne University of Technology . Hentet 2. april 2021. Arkiveret fra originalen 15. august 2020. (ubestemt)
38. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 121-123.
39. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 124-129.
40. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 124-133.
41. ↑ Martins F., Palacios A. En sammenligning af evolutionære spor for enkelte galaktiske massive stjerner  // Astronomy & Astrophysics  . - Bristol: EDP Sciences , 2013. - 1. december (vol. 560). — P.A16. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201322480 . Arkiveret fra originalen den 17. januar 2021.
42. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 128-132.
43. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 399.
44. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 123-125.
45. ↑ 1 2 Adams FC, Bodenheimer P., Laughlin G. M dværge : planetdannelse og langsigtet evolution  // Astronomische Nachrichten  . - Frankfurt: Wiley-VCH , del af John Wiley & Sons , 2005. - 1. december (bd. 326). - S. 913-919. — ISSN 0004-6337 . - doi : 10.1002/asna.200510440 . Arkiveret fra originalen den 23. december 2018.
46. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , s. 158.
47. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , s. 243.
48. ↑ Surdin, 2015 , s. 149-151.
49. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 441-443.
50. ↑ Surdin, 2015 , s. 157.
51. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 117.
52. ↑ Postnov K. A. Evolutionær astrofysik . Stjernernes udvikling efter hovedsekvensen . Astronet . Hentet 3. april 2021. Arkiveret fra originalen 14. august 2018. (ubestemt)
53. ↑ Surdin, 2015 , s. 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. - 18. september (bind 20). - S. 1394-1404. — ISSN 1531-1074 . - doi : 10.1089/ast.2019.2161 . Arkiveret 17. november 2020.
55. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 418.
56. ↑ Surdin, 2015 , s. 146-148.
57. ↑ Morgan WW, Keenan PC, Kellman E. An Atlas of Stellar Spectra  . - Chicago: University of Chicago Press , 1943. - 35 s. Arkiveret 14. april 2021 på Wayback Machine
58. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 212.
59. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 377-378.
60. ↑ 1 2 Astronomiens historie . Institut for Naturvidenskab og Teknologi. S.I. Vavilov . Hentet 3. april 2021. Arkiveret fra originalen 29. juni 2020. (ubestemt)
61. ↑ Haemmerlé L., Eggenberger P., Ekström S., Georgy C. , Meynet G. Stjernemodeller og isokroner fra lavmasse til massive stjerner inklusive pre-hovedsekvensfase med tilvækst  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2019. - 1. april (bd. 624). — P.A137. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201935051 . Arkiveret fra originalen den 13. juni 2021.
62. ↑ Ekström S., Georgy C., Eggenberger P., Meynet G., Mowlavi N. Gitter af stjernemodeller med rotation. I. Modeller fra 0,8 til 120 M&sun; ved metallicitet (Z = 0,014  )  // Astronomi & Astrofysik . - Les Ulis: EDP Sciences , 2012. - 1. januar (vol. 537). — P.A146. — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201117751 . Arkiveret fra originalen den 7. oktober 2019.
63. ↑ Anna B. Velichko, PN Fedorov, VS Akhmetov. Kinematik af hovedsekvensstjerner fra Gaia DR2 og PMA proper motions  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - N. Y. : Wiley-Blackwell , 2020. - 1. maj (bind 494). - S. 1430-1447. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/staa825 .

Litteratur

• Kononovich E. V., Moroz V. I. Generelt astronomiforløb. — 2., rettet. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Surdin VG Astronomi: XXI århundrede. - 3. udg. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5. udgave. — Berlin; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
• Salaris M., Cassisi S. Evolution af stjerner og stjernepopulationer . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - 388 s. — ISBN 978-0-470-09219-X .

Links

• Iben, Icko, Jr (1967). "Stjerneudvikling inden for og uden for hovedsekvensen". Årlig gennemgang af astronomi og astrofysik . Palo Alto: Årlige anmeldelser . 5 : 571. Bibcode : 1967ARA&A...5..571I . DOI : 10.1146/annurev.aa.05.090167.003035 .
• Bahcall, John N.; Pinsonneault, MH; Basu, Sarbani (2001). "Solmodeller: Nuværende epoke- og tidsafhængigheder, neutrinoer og helioseismologiske egenskaber." The Astrophysical Journal . Bristol: IOP Publishing . 555 (2): 990-1012. arXiv : astro-ph/0010346 . Bibcode : 2001ApJ...555..990B . DOI : 10.1086/321493 .

Ordbøger og encyklopædier	Britannica (online) Britannica (online)