Главная последовательность — стадия эволюции звёзд, а также область на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, образованная звёздами на этой стадии, и соответствующий класс светимости.
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/fe/HRDiagram_ru.png/220px-HRDiagram_ru.png)
На главную последовательность звёзды попадают после стадии протозвезды — когда их единственным источником энергии становятся термоядерные реакции синтеза гелия из водорода, идущие в ядре. В этот момент возраст звезды считается нулевым и она находится на так называемой начальной главной последовательности. По мере исчерпания водорода звезда становится немного ярче, отходит от начальной главной последовательности и, когда в ядре не остаётся водорода, звезда окончательно покидает главную последовательность, причём то, как это происходит, зависит от массы звезды. Однако в любом случае дальнейшие стадии эволюции длятся гораздо меньше, чем стадия главной последовательности, и, как следствие, абсолютное большинство звёзд во Вселенной, включая Солнце, принадлежит главной последовательности. Планетные системы звёзд главной последовательности с небольшой массой представляют интерес при поиске обитаемых планет — ввиду длительного существования и стабильных размеров зоны обитаемости.
Главная последовательность была впервые обнаружена и описана в начале XX века в нескольких независимых работах, в которых строилась диаграмма спектр — светимость. В середине XX века была выяснена природа и эволюция звёзд главной последовательности.
На диаграмме Герцшпрунга — Рассела главная последовательность проходит по диагонали: из верхнего левого угла (высокие светимости, синий цвет) в правый нижний угол (низкие светимости, красный цвет). Таким образом, значения масс, размеров, температур и светимостей звёзд главной последовательности тесно связаны друг с другом и лежат в довольно широком диапазоне.
Свойства
правитьОсновные свойства
правитьСветимости, радиусы и температуры звёзд главной последовательности варьируют в довольно широком диапазоне: встречаются светимости от 10−4 до 106 L⊙ (и абсолютные звёздные величины от −6m до +16m[1]), радиусы — от 0,1 до более чем 10 R⊙, температуры — от 3 до 50 тысяч K[2][3]. Тем не менее, эти величины тесно связаны, в результате чего звёзды главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Рассела занимают практически диагональную полосу, проходящую от ярких голубых звёзд к тусклым красным[4]. Звёзды главной последовательности имеют класс светимости V[5]. 90 % всех звёзд, в том числе и Солнце, принадлежит главной последовательности, что обусловлено большой длительностью этой стадии эволюции (см. ниже )[6].
Вышеперечисленные параметры определяются в первую очередь массой звезды. На них влияют и другие свойства звезды, но в гораздо меньшей степени, чем масса (см. ниже[7]. Если считать звезду абсолютно чёрным телом, то её светимость пропорциональна квадрату радиуса и четвёртой степени эффективной температуры по закону Стефана — Больцмана[6]:
)где — постоянная Стефана — Больцмана. Этот закон применим ко всем звёздам, а не только к звёздам главной последовательности. Для звёзд главной последовательности масса и светимость связаны одноимённым соотношением: теоретически его можно оценить как , где , однако для реальных звёзд может принимать значения от 1 до 5 в разных диапазонах масс[8]. Связь массы и радиуса звезды часто описывается похожим соотношением — , где принимает значения не более 1 в разных диапазонах масс[9], но иногда это соотношение приближают более сложными функциями[10].
В любом случае выходит, что все четыре параметра оказываются тесно связанными. Теоретические ограничения на массу ограничивают диапазон остальных параметров звёзд. Максимальная масса устойчивых звёзд составляет около 120 M⊙. Хотя известны более массивные звёзды, они оказываются неустойчивыми, пульсируют и теряют массу, выбрасывая вещество в открытый космос, пока не становятся устойчивыми[11]. Нижний предел массы — около 0,08 M⊙: при меньшей массе звезда неспособна поддерживать горение водорода в своих недрах и является коричневым карликом, а не звездой[12].
Масса, M⊙ | Светимость, L⊙ | Радиус, R⊙ | Температура, K | Спектральный класс | Примеры |
---|---|---|---|---|---|
120 | 1,8⋅106 | 15,8 | 53300 | O3 | |
85 | 1,0⋅106 | 13,2 | 50700 | O3 | |
60 | 530000 | 10,6 | 48200 | O4 | |
40 | 240000 | 8,6 | 43700 | O5 | |
25 | 79000 | 6,6 | 38000 | O7 | |
20 | 45000 | 5,8 | 35000 | O8 | |
15 | 20000 | 4,9 | 31000 | B0 | Бекрукс |
12 | 10000 | 4,3 | 28100 | B1 | |
9 | 4100 | 3,7 | 24200 | B2 | Спика |
7 | 1800 | 3,3 | 20900 | B3 | |
5 | 550 | 2,7 | 17200 | B4 | |
4 | 240 | 2,4 | 14900 | B5 | Ахернар |
3 | 81 | 2,0 | 12200 | B7 | Регул |
2,5 | 39 | 1,84 | 10700 | B9 | Сириус |
2 | 16 | 1,64 | 9080 | A2 | Фомальгаут |
1,7 | 8,0 | 1,52 | 7960 | A7 | Альтаир |
1,35 | 4,0 | 1,2 | 6400 | F5 | Процион |
1,08 | 1,45 | 1,05 | 5900 | G0 | Альфа Центавра A |
1 | 1 | 1 | 5800 | G2 | Солнце |
0,95 | 0,7 | 0,91 | 5600 | G5 | Мю Кассиопеи |
0,85 | 0,44 | 0,87 | 5300 | G8 | Тау Кита |
0,83 | 0,36 | 0,83 | 5100 | K0 | |
0,78 | 0,28 | 0,79 | 4830 | K2 | Эпсилон Эридана |
0,68 | 0,18 | 0,74 | 4370 | K5 | Альфа Центавра B |
0,33 | 0,03 | 0,36 | 3400 | M2 | Лаланд 21185 |
0,20 | 0,0005 | 0,21 | 3200 | M4 | Росс 128 |
0,10 | 0,0002 | 0,12 | 3000 | M6 | Вольф 359 |
При формировании звёзды главной последовательности однородны и состоят в основном из водорода (около 91 % по количеству частиц, 75 % по массе) и гелия (около 9 % по числу частиц, 25 % по массе) — их состав близок к составу межзвёздной среды[13][14][15]. Также эти звёзды содержат небольшое количество более тяжёлых элементов[16]. Со временем доля гелия в центре возрастает вследствие идущих термоядерных реакций[17].
Звёзды главной последовательности принято называть «карликами» вне зависимости от их размера[18] — например, Солнце является жёлтым карликом. Тем не менее, отличие от звёзд-гигантов по светимости прослеживается только для звёзд поздних спектральных классов. Звёзды главной последовательности классов O, B, A и F на диаграмме Герцшпрунга — Рассела располагаются практически там же, где и гиганты этих спектральных классов[1][19]. Кроме того, не все звёзды, называемые карликами, относятся к главной последовательности: к примеру, белые карлики или коричневые карлики не являются звёздами главной последовательности[20].
Вариации температур и светимостей
правитьПри сгорании водорода в ядре звёзд образуется гелий, с которым в период, пока звезда находится на стадии главной последовательности, не проходят никакие термоядерные реакции. Водорода в ядре остаётся меньше, из-за чего звезда вынуждена постепенно сжиматься, чтобы компенсировать падение темпа реакций. Это увеличивает давление в ядре, и, следовательно, мощность энерговыделения и светимость звезды[21]. Таким образом, звезда меняет своё положение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела ещё тогда, когда находится на главной последовательности, до схода с неё[22]. Например, 4,5 миллиарда лет назад Солнце, уже будучи звездой главной последовательности, имело светимость около 70 % от современной[23].
Другие явления, такие, как быстрое вращение также могут повлиять на смещение звезды относительно главной последовательности[24]. На светимость и температуру поверхности также влияет металличность звезды. Выделяют отдельный класс звёзд, называемый субкарликами: они выделяют энергию за счёт горения водорода в ядре, но это старые звёзды, бедные тяжёлыми элементами. Из-за этого субкарлики имеют звёздные величины на 1—2m слабее, чем звёзды главной последовательности тех же спектральных классов[25]. Наконец, среди звёзд главной последовательности существуют переменные звёзды, например, переменные типа Дельты Щита, которые, в силу переменности, с некоторым периодом меняют своё положение на диаграмме[26]. Все эти обстоятельства обеспечивают звёздам главной последовательности некоторый разброс на диаграмме цвет — светимость, особенно в области ранних спектральных классов[22].
Строение
правитьЯдро является наиболее плотной и горячей частью звезды, в которой происходят ядерные реакции и выделяется энергия (см. ниже[7]. Энергия из ядра может переноситься к поверхности двумя основными способами: конвекцией — перемешиванием вещества, и лучистым переносом — последовательным поглощением и переизлучением фотонов. Конвекция появляется только в том случае, если лучистый перенос неспособен быстро переносить энергию и в какой-то области звезды образуется достаточно большой градиент температуры, что делает её неустойчивой к конвекции[12][27].
)У звёзд больших масс энерговыделение сильно сосредоточено к центру: например, в звезде массой 10 M⊙ 90 % энергии выделяется во внутренних 10 % массы звезды, а в звезде массой 1 M⊙ такая же доля энергии выделяется во внутренних 70 % массы[28]. Поэтому в ядре градиент температуры достаточно велик и у звёзд с массами более 1,5 M⊙ ядро конвективно, а внешние слои являются областью лучистого переноса. При уменьшении массы размер конвективного ядра становится меньше и появляется конвективная зона у поверхности звезды, так как из-за более низкой температуры внешние слои становятся непрозрачными и уменьшают эффективность лучистого переноса. При массе звезды менее 1,15 M⊙ конвективное ядро полностью исчезает. Таким образом, в диапазоне масс 1,15—1,5 M⊙ звезда имеет две небольших конвективных зоны — в ядре и у поверхности, в то время как остальные части звезды устойчивы к конвекции. При дальнейшем уменьшении массы звезды конвективная зона у поверхности увеличивается, и для звёзд массой менее 0,2—0,5 M⊙ она распространяется на весь объём звезды[29][30] — маломассивные звёзды являются полностью конвективными[27][31].
Структура звезды влияет на её эволюцию (см. ниже[30]. Структура звезды может меняться со временем: по мере накопления гелия прозрачность вещества увеличивается, что может приводить к остановке конвекции в ядрах маломассивных звёзд[32].
): например, маломассивные звёзды полностью конвективны, поэтому гелий, вырабатываемый в ядрах таких звёзд, переносится по всему их объёму. Они остаются химически однородными и продолжают термоядерный синтез до тех пор, пока весь водород в звезде не будет исчерпан. Напротив, у более массивных звёзд в определённый момент образуется гелиевое ядро, и реакции в центре прекращаютсяЭнерговыделение
правитьЗвёзды главной последовательности выделяют энергию с помощью термоядерных реакций: все они синтезируют гелий из водорода. Существует два пути синтеза гелия: протон-протонный цикл и CNO-цикл. Первый доминирует у звёзд массой менее 1,5 M⊙, второй же вносит основной вклад в светимость более массивных звёзд[33].
При увеличении массы звезды увеличивается температура и плотность в её ядре, а от этих параметров, в свою очередь, зависит частота термоядерных реакций, и, следовательно, мощность энерговыделения. Для протон-протонного цикла мощность пропорциональна 4-й степени температуры в ядре, а для CNO-цикла — 17-й, поэтому при высоких температурах CNO-цикл начинает играть главную роль[27][34].
Диапазон температур в центрах звёзд довольно невелик: например, для звезды с массой 0,1 M⊙ температура в ядре составляет 4 миллиона кельвинов, а для звезды с массой 50 M⊙ — 40 миллионов. Эффективность протон-протонного цикла и CNO-цикла сравнивается при температуре 18 миллионов кельвинов (которая как раз достигается в звёздах с массой 1,5 M⊙), у Солнца с центральной температурой в 16 миллионов кельвинов только 10% энергии выделяется в CNO-цикле[27][34][35].
У звёзд с очень низкой металличностью нуклеосинтез идёт по-другому. Одна из особенностей CNO-цикла состоит в том, что для его хода необходимо наличие углерода, азота и кислорода в веществе звезды. Если этих элементов недостаточно — менее 10−10—10−9 массы звезды, то CNO-цикл проходить не может, и единственным источником энергии остаётся протон-протонный цикл. Чтобы с его помощью выделять достаточно энергии для сохранения гидростатического равновесия, ядро звезды вынуждено сжиматься и нагреваться гораздо сильнее, чем для звезды с нормальной металличностью. В этом случае температура в центре массивных звёзд может достигать 100 миллионов кельвинов, чего уже достаточно для прохождения тройного альфа-процесса с участием гелия. В этой реакции вырабатывается углерод, и, когда его становится достаточно много, энергия начинает выделяться за счёт CNO-цикла, а температура и давление в ядре звезды понижаются до значений, наблюдаемых у нормальных звёзд. Считается, что описанный сценарий реализовывался у звёзд гипотетического населения III: они должны были сформироваться из вещества, образованного при первичном нуклеосинтезе, которое практически не содержало элементов тяжелее гелия[36].
Эволюция
правитьПереход на главную последовательность
правитьЗвёзды попадают на стадию главную последовательность после стадии протозвезды, во время которой звезда выделяет энергию за счёт собственного сжатия, но в его конце в ядре звёзды начинается термоядерный синтез. Первоначально сгорают литий и бериллий, после чего начинается синтез гелия из водорода, который какое-то время сопровождается сгоранием дейтерия и гелия-3. Когда мощность этих реакций сравнивается со светимостью звезды, она прекращает сжиматься. Вскоре после этого достигается равновесие между расходом и выработкой дейтерия и гелия-3, а единственным источником энергии звезды становятся термоядерные реакции с участием водорода. Принято считать, что в этот момент звезда попадает на главную последовательность и отсчитывать от него возраст звезды. Область диаграммы Герцшпрунга — Рассела, где располагаются звёзды нулевого возраста, называется начальной главной последовательностью или главной последовательностью нулевого возраста. Она расположена в нижней части главной последовательности — со временем звёзды становятся ярче[7][37][38].
Эволюция на главной последовательности
правитьПри сгорании водорода в ядре звезды накапливается гелий — в зависимости от массы звезды и расположения конвективной зоны он может как равномерно распределяться по всему объёму звезды, так и оставаться внутри ядра. В любом случае, пока звезда находится на главной последовательности, реакции с участием гелия не идут, а концентрация водорода падает. Чтобы компенсировать падение темпа реакций, ядро звезды сжимается и нагревается, что в итоге приводит к увеличению светимости. Повышение светимости сочетается с уменьшением температуры поверхности для массивных звёзд и её ростом для маломассивных — звезда отходит от начальной главной последовательности[39].
Так, например, за время пребывания на главной последовательности Солнце увеличит свою светимость более чем в 3 раза: 4,5 миллиарда лет назад Солнце находилось на начальной главной последовательности и имело светимость 0,7 L⊙, а через 6,4 миллиарда лет, когда водород в ядре будет исчерпан, оно сойдёт с главной последовательности, имея светимость 2,2 L⊙. Радиус Солнца за время этой стадии увеличится от 0,9 до 1,6 R⊙[23].
Сход с главной последовательности
правитьХотя у всех звёзд главной последовательности накапливается гелий, что в определённый момент приводит к прекращению реакций в ядре, звёзды разной массой завершают эту стадию эволюции по-разному[30][40].
Звёзды с массами более 1,2—1,3 M⊙ имеют конвективное ядро достаточных размеров, чтобы в его границах проходили все термоядерные реакции. Ядра таких звёзд химически однородны, и, как следствие, когда доля водорода в ядре падает ниже некоторого предела, реакции прекращаются сразу во всём ядре. Начинается общее сжатие, за счёт которого звезда излучает, при этом она нагревается и становится немного ярче — на диаграмме Герцшпрунга — Рассела звезда движется вверх и влево, описывая так называемый крюк (англ. hook)[41]. Благодаря сжатию слои вокруг гелиевого ядра становятся достаточно горячими и плотными, чтобы там началось горение водорода. Сжатие прекращается, а звезда сходит с главной последовательности и становится субгигантом[30][42][43].
У менее массивных звёзд, с массами менее 1,2—1,3 M⊙, но более 0,2 M⊙, конвективное ядро имеет либо слишком малый размер, либо отсутствует, а источники энергии в гораздо меньшей степени сосредоточены в центре. В результате в различных областях звезды водород расходуется с разной скоростью, а звезда оказывается химически неоднородна. В самом центре звезды водород исчерпывается в первую очередь, но в других областях его горение продолжается, поэтому общего сжатия не происходит. В первое время образование гелиевого ядра не влияет на наблюдаемую эволюцию звезды и она не сходит с главной последовательности. Лишь когда ядро становится достаточно массивным и начинает сжиматься, а внешние слои — расширяться и охлаждаться, считается, что звезда переходит на ветвь субгигантов[23][43][44].
Звёзды наименьшей массы — менее 0,2 M⊙, полностью конвективны и остаются химически однородными на протяжении практически всей своей эволюции[29][30]. По мере накопления гелия такие звёзды — красные карлики — становятся ярче и горячее и превращаются в голубые карлики, а затем, когда водород во всей звезде исчерпывается — в белые карлики. Однако из-за очень большого срока жизни таких звёзд, который должен превышать возраст Вселенной (см. ниже ), заметно проэволюционировавшие звёзды малых масс не наблюдаются — имеются лишь теоретические расчёты эволюции таких звёзд[32][45][46].
Длительность стадии главной последовательности
правитьСрок нахождения звезды на главной последовательности определяется количеством энергии, которое звезда может получить, сжигая водород в ядре, и её светимостью. При делении одной величины на другую получается время, называемое ядерной временной шкалой. Например, если Солнце сможет сжечь в ядре около 10 % своей массы, а при превращении водорода в гелий только 0,7 % массы вещества переходит в энергию, то ядерная временная шкала для Солнца может быть оценена как[47]:
где — масса Солнца, — солнечная светимость, — скорость света. Величина получается равной порядка 1010 лет. Из таких же соображений ядерную временную шкалу можно оценить и для других звёзд[47]:
где — соответственно масса и светимость выбранной звезды. Для звёзд главной последовательности светимость возрастает быстрее массы, поэтому, чем больше масса звезды, тем меньше её срок её нахождения на этой стадии. Если грубо принять соотношение масса — светимость за для большинства звёзд, то время жизни будет зависеть от массы как . Для наиболее массивных звёзд соотношение приближается к , поэтому для них срок жизни перестаёт уменьшаться с ростом массы и приходит к значению порядка нескольких миллионов лет, что очень мало по астрономическим меркам[47][48]. Напротив, самые маломассивные звёзды могут находиться на главной последовательности до десятков триллионов лет. Такой большой срок, превышающий нынешний возраст Вселенной, достигается не только благодаря низкой светимости, но и по той причине, что самые маломассивные звёзды полностью конвективны и тратят в ядерных реакциях весь водород, который имеют[32][45][46].
Эта особенность позволяет определять возраст звёздных скоплений с учётом того, что звёзды в них образовались практически одновременно. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела для скопления главная последовательность ограничена слева и переходит в ветвь субгигантов: самые массивные звёзды уже сошли с главной последовательности, а те звёзды, срок жизни которых совпадает с возрастом скопления, должны переходить на ветвь субгигантов и находиться на точке поворота. Чем более тусклыми и красными являются звёзды на точке поворота, тем меньше их масса и тем больше возраст скопления[49][50].
Стадия главной последовательности также является самой длительной стадией эволюции звёзд, поэтому 90 % звёзд принадлежит именно главной последовательности[8][51]. Это вызвано тем, что на последующих стадиях звёзды имеют значительно большую светимость и быстрее расходуют энергию. Кроме того, горение водорода обеспечивает большее энерговыделение на единицу массы, чем другие термоядерные реакции, а сам водород — наиболее распространённый элемент во Вселенной[52]. Так, например, для Солнца с начала его формирования до превращения в белый карлик пройдёт 12,4 миллиарда лет, из которых на главной последовательности оно проведёт 10,9 миллиардов лет[23]. При этом параметры звёзд во время стадии главной последовательности меняются слабее, чем на других стадиях, поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела главная последовательность оказывается не только самой многочисленной, но и очень плотно заселённой областью[53].
По вышеперечисленным причинам звёзды главной последовательности небольших масс представляют интерес при поиске потенциально обитаемых планет и внеземной жизни. Благодаря малой скорости изменения светимости, размер зоны обитаемости вокруг звезды также меняется медленно, поэтому у жизни оказывается достаточно времени для появления и развития. Звёзды главной последовательности, более массивные, чем Солнце, эволюционируют быстрее и дают планетам меньше времени для развития на них жизни. У наименее массивных звёзд наличие жизнепригодных планет также маловероятно: зона обитаемости располагается очень близко к ним, поэтому планеты с высокой вероятностью оказываются приливно синхронизированными и подвергаются сильному воздействию звёздного ветра. По этим причинам наиболее предпочтительными для возникновения жизни считаются жёлтые и оранжевые карлики[54][55].
История изучения
правитьПредпосылкой к обнаружению главной последовательности стало построение диаграммы «цвет — абсолютная звёздная величина» для некоторых звёзд. Впервые их использовали в своих работах независимо друг от друга Эйнар Герцшпрунг и Генри Расселл в 1905—1913 годах, благодаря чему такие диаграммы и подобные им стали называть диаграммами Герцшпрунга — Рассела. Оба учёных ожидали увидеть приблизительно равномерное распределение звёзд на диаграмме, но обнаружили, что большинство звёзд располагается вдоль диагональной полосы, которая и была названа главной последовательностью[4][56]. Герцшпрунг также заметил, что звёзды поздних спектральных классов бывают либо гораздо ярче, либо гораздо тусклее, чем Солнце, и ввёл термины «гиганты» и «карлики» применительно к звёздам[19].
В 1943 году Уильям Морган, Филипп Кинан и Эдит Келлман[англ.] улучшили систему спектральной классификации, добавив в неё класс светимости. Усовершенствованная система получила название Йеркской системы, звёзды главной последовательности получили в ней класс светимости V. Принадлежность звезды к классу светимости стало возможно определять не только на основании светимости, но и по виду спектра, в частности, по ширине спектральных линий[57][58][59].
Вместе с тем развивались представления о физических свойствах звёзд и их эволюции. В конце XIX века считалось, что все звёзды излучают за счёт гравитационного сжатия, но такая гипотеза была отвергнута, поскольку она не могла объяснить тот факт, что Солнце существует уже миллиарды лет. В начале XX века Артур Эддингтон выдвинул гипотезу, что звёзды излучают благодаря превращению водорода в гелий с потерей массы, а в 1930-х годах были открыты протон-протонный цикл и CNO-цикл, посредством которых такое превращение возможно[60].
Хотя долгое время существовало представление о том, что звёзды главной последовательности и гиганты являются разными стадиями эволюции, направление эволюции не было точно известно. В 1954 году Аллан Сендидж выяснил, что звёзды становятся гигантами после стадии главной последовательности, а не наоборот. Кроме того, он обнаружил, что звёзды главной последовательности в основном эволюционируют перпендикулярно ей, а не вдоль. Таким образом, представление о главной последовательности уже приблизилось к современным[60].
На данный момент уже разработаны подробные модели эволюции, учитывающие множество эффектов, например, вращение звезды и потеря ей массы. Большое внимание в таких моделях уделяется стадии главной последовательности[61][62]. Исследования с помощью современных телескопов, таких как Gaia, предоставляют большие объёмы информации о звёздах, в том числе и о звёздах главной последовательности, что позволяет точно определять их свойства[63].
Примечания
править- ↑ 1 2 Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71—73. Cambridge University Press. Дата обращения: 1 апреля 2021. Архивировано 29 декабря 2010 года.
- ↑ 1 2 Сурдин, 2015, с. 151.
- ↑ 1 2 Батурин В. А., Миронова И. В. Звезды: их строение, жизнь и смерть. Главная последовательность . Астронет. Дата обращения: 1 апреля 2021. Архивировано 29 июня 2020 года.
- ↑ 1 2 Karttunen et al., 2007, pp. 215—216.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 377.
- ↑ 1 2 Сурдин, 2015, с. 148—149.
- ↑ 1 2 3 Кононович, Мороз, 2004, с. 394.
- ↑ 1 2 Сурдин, 2015, с. 149.
- ↑ Постнов К. А. Лекции по Общей Астрофизике для Физиков. Соотношения для звезд главной последовательности . Астронет. Дата обращения: 20 апреля 2020. Архивировано 8 января 2020 года.
- ↑ Eker Z., Bakis V., Bilir S., Soydugan F., Steer I. Interrelated main-sequence mass-luminosity, mass-radius, and mass-effective temperature relations (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — N. Y.: Wiley-Blackwell, 2018. — 1 October (vol. 479). — P. 5491—5511. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/sty1834.
- ↑ Ziebarth K. On the Upper Mass Limit for Main-Sequence Stars (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1970. — 1 December (vol. 162). — P. 947. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/150726. Архивировано 26 марта 2019 года.
- ↑ 1 2 Karttunen et al., 2007, p. 247.
- ↑ Сурдин В. Г. Межзвездная среда . Астронет. Дата обращения: 2 июня 2020. Архивировано 17 июля 2020 года.
- ↑ Сурдин, 2015, с. 124.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 396.
- ↑ Chemical Composition . Astronomy. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 1 апреля 2021. Архивировано 28 февраля 2021 года.
- ↑ Karttunen et al., 2007, p. 249.
- ↑ ГЛА́ВНАЯ ПОСЛЕ́ДОВАТЕЛЬНОСТЬ : [арх. 17 апреля 2021] / А. В. Миронов // Гермафродит — Григорьев. — М. : Большая российская энциклопедия, 2007. — С. 199. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 7). — ISBN 978-5-85270-337-8.
- ↑ 1 2 Russell H. N. «Giant» and «dwarf» stars (англ.) // The Observatory[англ.] / Gen. editor Arthur Stanley Eddington. — L., 1913. — 1 August (vol. 36). — P. 324—329. — ISSN 0029-7704. Архивировано 26 марта 2019 года.
- ↑ Darling D. Dwarf star . Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 3 апреля 2021. Архивировано 7 февраля 2022 года.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 124.
- ↑ 1 2 Холопов П. Н. Звёздные скопления. Учет эволюционных эффектов. Проблема определения начальной главной последовательности . Астронет. Дата обращения: 1 апреля 2021. Архивировано 20 марта 2019 года.
- ↑ 1 2 3 4 Sackmann I. J., Boothroyd A. I., Kraemer K. E. Our Sun. III. Present and Future (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1993. — 1 November (vol. 418). — P. 457. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/173407. Архивировано 26 февраля 2008 года.
- ↑ Sweet P. A., Roy A. E. The Structure of Rotating Stars. I (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — N. Y.: Wiley-Blackwell, 1953. — 1 December (vol. 113 (iss. 6). — P. 701—715. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/113.6.701.
- ↑ СУБКА́РЛИКИ : [арх. 5 марта 2021] / Л. Р. Юнгельсон // Социальное партнёрство — Телевидение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2016. — С. 360. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 31). — ISBN 978-5-85270-368-2.
- ↑ Самусь Н. Н. Переменные звезды. Пульсирующие звёзды . Астрономическое наследие. Дата обращения: 1 апреля 2021. Архивировано 19 января 2012 года.
- ↑ 1 2 3 4 Brainerd J. J. Main-Sequence Stars . The Astrophysics Spectator. Freddie Wilkinson. Дата обращения: 2 апреля 2021. Архивировано 4 июня 2020 года.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 128.
- ↑ 1 2 Сурдин, 2015, с. 159.
- ↑ 1 2 3 4 5 Karttunen et al., 2007, pp. 247—249.
- ↑ Батурин В. А., Миронова И. В. Звезды: их строение, жизнь и смерть. Строение звезд главной последовательности . Астронет. Дата обращения: 2 апреля 2021. Архивировано 5 июля 2020 года.
- ↑ 1 2 3 Laughlin G., Bodenheimer P., Adams F. C. The End of the Main Sequence (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1997. — 10 June (vol. 482 (iss. 1). — P. 420. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/304125. Архивировано 21 февраля 2022 года.
- ↑ Karttunen et al., 2007, pp. 234—236.
- ↑ 1 2 Main Sequence Stars (англ.). Australia Telescope National Facility[англ.]. Sydney: CSIRO. Дата обращения: 2 апреля 2021. Архивировано 21 июля 2020 года.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 121.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 155—159.
- ↑ Zero Age Main Sequence . Swinburne University of Technology. Дата обращения: 2 апреля 2021. Архивировано 15 августа 2020 года.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 121—123.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 124—129.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 124—133.
- ↑ Martins F., Palacios A. A comparison of evolutionary tracks for single Galactic massive stars (англ.) // 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. Архивировано 17 января 2021 года.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 128—132.
- ↑ 1 2 Кононович, Мороз, 2004, с. 399.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 123—125.
- ↑ 1 2 Adams F. C., Bodenheimer P., Laughlin G. M dwarfs: planet formation and long term evolution (англ.) // Astronomische Nachrichten. — Frankfurt: Wiley-VCH[англ.]*, part of John Wiley & Sons, 2005. — 1 December (vol. 326). — P. 913—919. — ISSN 0004-6337. — doi:10.1002/asna.200510440. Архивировано 23 декабря 2018 года.
- ↑ 1 2 Сурдин, 2015, с. 158.
- ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007, p. 243.
- ↑ Сурдин, 2015, с. 149—151.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 441—443.
- ↑ Сурдин, 2015, с. 157.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 117.
- ↑ Постнов К. А. Эволюционная астрофизика. Эволюция звезд после главной последовательности . Астронет. Дата обращения: 3 апреля 2021. Архивировано 14 августа 2018 года.
- ↑ Сурдин, 2015, с. 151—152.
- ↑ Schulze-Makuch D., Heller R., Guinan E. In Search for a Planet Better than Earth: Top Contenders for a Superhabitable World // Astrobiology[англ.]. — Cambridge, Eng.: Cambridge University Press, 2020. — 18 сентября (vol. 20). — P. 1394—1404. — ISSN 1531-1074. — doi:10.1089/ast.2019.2161. Архивировано 17 ноября 2020 года.
- ↑ Karttunen et al., 2007, p. 418.
- ↑ Сурдин, 2015, с. 146—148.
- ↑ Morgan W. W., Keenan P. C., Kellman E. An Atlas of Stellar Spectra (англ.). — Chicago: University of Chicago Press, 1943. — 35 p. Архивировано 14 апреля 2021 года.
- ↑ Karttunen et al., 2007, p. 212.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 377—378.
- ↑ 1 2 История астрономии . Институт истории естествознания и техники им. С.И. Вавилова. Дата обращения: 3 апреля 2021. Архивировано 29 июня 2020 года.
- ↑ Haemmerlé L., Eggenberger P., Ekström S., Georgy C., Meynet G. Stellar models and isochrones from low-mass to massive stars including pre-main sequence phase with accretion (англ.) // Astronomy & Astrophysics. — Les Ulis: EDP Sciences, 2019. — 1 April (vol. 624). — P. A137. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — doi:10.1051/0004-6361/201935051. Архивировано 13 июня 2021 года.
- ↑ Ekström S., Georgy C., Eggenberger P., Meynet G., Mowlavi N. Grids of stellar models with rotation. I. Models from 0.8 to 120 M&sun; at solar metallicity (Z = 0.014) (англ.) // Astronomy & Astrophysics. — Les Ulis: EDP Sciences, 2012. — 1 January (vol. 537). — P. A146. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201117751. Архивировано 7 октября 2019 года.
- ↑ Anna B. Velichko, P. N. Fedorov, V. S. Akhmetov. Kinematics of main-sequence stars from the Gaia DR2 and PMA proper motions (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — N. Y.: Wiley-Blackwell, 2020. — 1 May (vol. 494). — P. 1430—1447. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/staa825.
Литература
править- Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
- Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
- Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y.: Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.
- Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations. — Chichester: John Wiley & Sons, 2005. — 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X.
Ссылки
править- Iben, Icko, Jr (1967). "Stellar Evolution Within and Off the Main Sequence". Annual Review of Astronomy and Astrophysics[англ.]. 5. Palo Alto: Annual Reviews: 571. Bibcode:1967ARA&A...5..571I. doi:10.1146/annurev.aa.05.090167.003035.
{{cite journal}}
: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка) - Bahcall, John N.; Pinsonneault, M.H.; Basu, Sarbani (2001). "Solar Models: Current Epoch and Time Dependences, Neutrinos, and Helioseismological Properties". The Astrophysical Journal. 555 (2). Bristol: IOP Publishing: 990—1012. arXiv:astro-ph/0010346. Bibcode:2001ApJ...555..990B. doi:10.1086/321493.
Эта статья входит в число избранных статей русскоязычного раздела Википедии. |