Как найти звездную последовательность

Зависимость между спектральными классами звезд и их абсолютными величинами была систематизирована независимо друг от друга двумя учеными: Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генрихом Нортоном Расселом (США). Первым свою научную работу опубликовал датчанин в 1905-м году. Он построил диаграмму цвет-светимость и поместил на образовавшийся график все известные науке звезды. Представленная в немецком журнале диаграмма Герцшпрунга осталась незамеченной научным сообществом. Рассел сформулировал свою концепцию позже, в 1909-м году. Длительное время диаграмма спектр-светимость носила его имя. И только в 1930-х годах обнаружился вклад датского ученого, и справедливость была восстановлена.

 Что такое главная последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рассела

Диаграмма Герцшпрунга на вертикальной оси отображает абсолютные звездные величины в порядке их возрастания. На горизонтальной оси слева направо отображены спектральные классы по убыванию температуры. Звезды с более высокой температурой имеют, как правило, и более высокую светимость. Такие объекты располагаются на диаграмме вверху слева. Холодные звезды обычно отличаются меньшей светимостью и отражаются на диаграмме в нижнем правом углу. Почти 90% известных звезд располагаются по диагонали между верхним левым углом и правым нижним. Совокупность этих объектов получила название «главная последовательность диаграммы Гецшпрунга-Рессела».

Оставшиеся в незначительном количестве звезды, сформировали на диаграмме отдельные совокупности. Выше главной последовательности располагались короткоживущие гиганты и сверхгиганты, ниже – долгоживущие звезды-карлики. Главная последовательность содержит звезды, находящиеся на основном этапе своей эволюции. Основные характеристики звездных последовательностей представлены в таблице.

Параметры	Звезды главной последовательности	Белые карлики	Гиганты и сверхгиганты
Размер, R☉ (в радиусах Солнца)	0,12-16	0,01-0,001	10-1000
Спектральный класс	O-M	B-K	F-M
Светимость, L	10−4-106	0,01-0,1	105-106
Длительность жизни, лет	~10 млрд	~1015	~100 млн
Температура, °К	3000-50000	3500-30000	3000-20000

Теория скользящей эволюции звезд

В начале прошлого столетия ученые считали, что все звезды в процессе своей эволюции сжимаются. Рассел на основании своей диаграммы предложил следующие этапы звездной эволюции:

1. Изначальное газопылевое облако в процессе вращения сжимается, что приводит к его нагреванию.
2. Сформировавшийся центр туманности представляет собой огромный объект, излучающий в инфракрасном диапазоне.
3. По мере дальнейшего нарастания давления, звезда разогревается до видимого красного спектра, превращаясь в красный гигант.
4. Дальнейшее сжатие увеличивает температуру объекта до желтого, белого и голубого спектра. В диаграмме Герцшпрунга-Рассела эволюционирующая звезда перемещается влево и вверх.
5. На этапе голубой звезды нагревание по непонятным причинам прекращается (это слабое место теории, удовлетворительных объяснений этому явлению не нашлось), но процесс сжатия продолжается.
6. На следующих этапах звезда уменьшается в размерах и остывает от голубого спектра до красного, превращаясь в красный карлик. На диаграмме положение такого объекта будет перемещаться от левого верхнего угла вниз и вправо.
7. Исчерпавшая энергию звезда гаснет. На ее месте остается черный карлик.

Вышеприведенное объяснение получило название «Теория скользящей эволюции звезд». Такая гипотеза казалась правдоподобной, некоторые ее постулаты подтверждались экспериментально, но она не давала ответов на все вопросы. По мере развития науки, диаграмма Герцшпрунга пополнялась новыми звездами и их новыми последовательностями, что позволило усовершенствовать теорию Рассела.

Современная наука считает, что звезды формируются из холодного газового облака, коллапсирующего под силой собственной гравитации. При этом выделяется тепло, которое разогревает газовое облако. Когда температура достигает нескольких млн К, начинается термоядерная реакция. Этот этап считают рождением звезды. Основным классом звезд, в которых протекает преобразование водорода в гелий, является главная последовательность. Перспективы эволюции нового космического объекта оценивают исходя из его начальной массы:

1. Протозвезды, с массой в несколько раз больше массы Солнца, сжимаются до горячих звезд класса О и В. Эти объекты яркие, горячие и имеют большой радиус. Чем крупнее звезда, тем быстрее выгорает водород, и тем быстрее наступает следующий этап эволюции – гигант (сверхгигант). На этой фазе термоядерные реакции протекают с участием гелия. По мере преобразования всего гелия в углерод, звезда раздувается и сбрасывает оболочку. Остается ядро, которое трансформируется в звезду, состоящую из нейтронов, либо в черную дыру.
2. Протозвезды, с массой близкой к массе Солнца, сжимаются до звезд класса Продолжительность жизни таких объектов около 10 млрд лет на главной последовательности. Затем звезда поднимается выше по диаграмме Герцшпрунга-Рессела на фазу красного гиганта. Этот этап занимает около 10% всей жизни объекта, завершается сбросом наружного слоя и образованием белого карлика.
3. Протозвезды, с массой в несколько раз меньше массы Солнца, образуют красный карлик. Низкая температура способствует умеренному течению термоядерных реакций, поэтому существуют такие звезды очень долго – от десятков млрд до десятков трлн лет. Отсутствие гелия не дает возможности трансформироваться в красный гигант. Со временем красный карлик выгорает, постепенно сжимается, что приводит к разогреву, и превращается сначала в голубой, а потом в белый карлик.
4. Протозвезда, с массой менее 0,08 массы Солнца, не может стать звездой. Масса и давление такого объекта недостаточны для запуска термоядерных реакций; он излучает только в инфракрасном диапазоне. К таким «несостоявшимся» звездам относятся планеты-гиганты Солнечной системы.

По мере старения нашей галактики, главная последовательность будет становиться беднее, зато число карликов будет возрастать.

Исключения из главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела: красные гиганты и красные карлики

Красный спектр излучения звезды, согласно данным диаграммы Герцшпрунга-Рессела, предполагает ее невысокую температуру, и, как следствие, слабую светимость. Спектральные линии излучения красных звезд показывают температуру поверхности около 36000 К, что в 400 раз меньше, чем температура поверхности Солнца. К таким тусклым объектам относится звезда Барнарда. Однако, некоторые красные звезды (например, Бетельгейзе), имеют яркость и светимость в тысячи раз превосходящие Солнце. Герцшпрунг предположил, что эти исключения из главной последовательности диаграммы можно объяснить разными размерами звезд красного спектра.

Проверить эту гипотезу удалось при помощи интерферометра Майкельсона. Используя этот прибор, можно измерить угол между лучами с разных точек поверхности космического объекта. По специальной формуле, учитывающей угол и расстояние до звезды, вычисляют ее размер. Расчеты показали, что диаметр Бетельгейзе больше солнечного в 350 раз, а объем – в 40000000 раз. Находясь на месте Солнца, такая звезда поглотила бы все планеты земной группы. Эти объекты назвали красными гигантами.

Маленькие звезды красного спектра получили название красные карлики. Эти объекты широко распространены во Вселенной, особенно в старых скоплениях и в невидимой части Вселенной. Низкая светимость затрудняет их обнаружение и изучение. Красными карликами замыкается главная последовательность. Время жизни красных карликов очень продолжительное, условия на близлежащих планетах стабильные, что предполагает возможное развитие жизни.

Интересно, что объектов красного спектра с промежуточными размерами не существует. Диаграмма Герцшпрунга содержит только красные карлики и красные гиганты.

 Красные гиганты и инфракрасные гиганты

По мере вырождения красных гигантов, спектр их излучения может смещаться в инфракрасную, невидимую для человека, зону. Красные гиганты и инфракрасные гиганты расположены на диаграмме над главной последовательностью справа.  Во Вселенной есть гигантские объекты, настолько холодные, что даже огромные размеры не позволяют их обнаружить.

В качестве примера можно привести двойную звезду Эпсилон Возничего. В 19-м веке астрономы обнаружили, что этот объект периодически становится тусклым, затем светимость восстанавливается. Современные исследования показали, что Эпсилон Возничего – система двойной звезды, одна из которых периодически затмевает другую. Один из компонентов — яркая звезда класса F, белый сверхгигант с диаметром в 190 раз больше солнечного. Второй компонент относится к спектральному классу В, имеет радиус в 2700 раз больше солнечного. Несмотря на огромные размеры, увидеть его невооруженным глазом невозможно. Это связано с низкой температурой поверхности (16000 К), что обусловливает испускание излучения в инфракрасном диапазоне.

Исследование Вселенной показало, что инфракрасные объекты не являются редкостью в космосе. Современное оборудование позволяет изучать объекты, излучающие в холодном спектре: коричневые карлики, молодые разогревающиеся звезды, межгалактическую пыль, следовое излучение погибших космических объектов, а также пополнять список известных человеку галактик. Так, при помощи специального телескопа Spitzer была обнаружена уникальная система, состоящая из четырех инфракрасных галактик.

Как думаете, все ли знает современная наука об эволюции звезд? Или нас еще ждут новые открытия?

Главная последовательность диаграммы Герцшпрунга — Рессела и исключения из правил (красные гиганты и карлики)

В 1910 году датский астроном Эйнар Герцшпрунг предложил диаграмму показывающую зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды.

Как оказалось позже, практически такую же диаграмму построил и американец Генрих Нортон Рассел, правда несколько позже.

Что такое главная последовательность диаграммы Герцшпрунга — Рессела

Нам открытие двух астрономов известно как диаграмма Герцшпрунга — Рессела, или диаграмма спектр — светимость.

По горизонтальной оси диаграммы Герцшпрунга — Рессела были отложены спектральные классы в порядке понижения температур звезд, начиная со спектрального класса О (очень горячие звезды) слева и заканчивая спектральным классом М (относительно холодные звезды) справа.

По вертикальной оси были отложены светимости или абсолютные звездные величины. Каждая звезда имеет какую-то определенную абсолютную величину и относится к какому-то определенному спектральному классу, а потому может быть представлена точкой в определенном месте диаграммы.

В среднем чем горячее звезда, тем она ярче. Поэтому чем левее находился на диаграмме спектральный класс исследуемой звезды (и значит, чем больше была ее температура), тем выше оказывалась она по шкале абсолютных величин.

В результате большинство звезд, нанесенных Ресселом на диаграмму, расположилось по диагонали от верхнею левого угла к нижнему правому. Они образуют так называемую главную последовательность.

По современной оценке более 90% всех доступных нашему наблюдению звезд попадают на главную последовательность.

Диаграмма Герцшпрунга — Рессела даёт возможность (хотя порой и достаточно приблизительно) найти абсолютную величину нужной звезды по её спектральному классу (особенно точно это работает для спектральных классов O—F), оценить её примерный возраст и представить ближайшее будущее и прошлое наблюдаемого объекта.

С красными звездами (о них подробно ниже) ситуация обстоит сложнее – здесь не всегда можно сходу различить  гиганта и карлика, однако при наличии опыта, даже здесь не должно возникнуть ошибок.

Теория скользящей эволюции звезд

Когда диаграмма Герцшпрунга — Рессела только составлялась, представления о ядерных реакциях в недрах звезд были еще весьма смутными. Господствовало мнение, что звезды на протяжении всей своей жизни непрерывно сжимаются.

С этой точки зрения диаграмма Герцшпрунга— Рессела, казалось, давала четкую и захватывающую картину звездной эволюции, показывая, как звезды возникают, проходят через различные стадии и в конце концов перестают излучать.

Выводы, сделанные Ресселом на основании этой диаграммы, можно коротко изложить следующим образом:

1. Сначала звезда представляет собой скопление холодного газа, которое медленно сжимается.
2. По мере сжатия звезда нагревается и на первых стадиях излучает почти исключительно в инфракрасной области спектра — это инфракрасный гигант вроде Эпсилона Возничего.
3. Продолжая сжиматься, она раскаляется настолько, что излучает уже ярко-красный свет, как Бетельгейзе и Антарес.
4. Звезда продолжает сжиматься и нагреваться, становясь желтым гигантом, меньшим по размерам, но более горячим, чем красный гигант, а потом голубовато-белой звездой — еще меньше и еще горячее.
5. Голубовато-белая звезда класса О не намного больше Солнца, но гораздо горячее его — температура ее поверхности достигает 30 000°С, т.е. она в пять раз выше температуры поверхности Солнца. Максимум ее излучения находится в сине-фиолетовой области видимого спектра и даже в ультрафиолетовой, чем и объясняется ее цвет.
6. Переходя от стадии холодной туманности в голубовато-белую стадию, звезда перемещается в верхней части диаграммы Герцшпрунга—Рессела справа налево, пока не достигает верхнего левого конца главной последовательности.
7. Теперь звезда продолжает сжиматься под влиянием тяготения, но по какой-то причине более не нагревается. Одно из ранних объяснений этого факта заключалось в том, что на стадии голубовато-белой звезды вещество ее достигает такой плотности, что уже теряет свойства газа. При дальнейшем сжатии все большая часть ядра звезды перестает быть газом, а из-за этого по какой-то причине пропорционально сокращается выделение тепла.
   Поэтому голубовато-белая звезда одновременно и сжимается, и остывает, быстро слабея под влиянием обоих этих факторов. Она становится желтым карликом, как наше Солнце, потом красным карликом, как звезда Барнарда, и, наконец, гаснет совсем и превращается в черный карлик — пепел догоревшей звезды.

По этой гипотезе, сжимаясь из голубовато-белой звезды до последней стадии — стадии черного карлика, звезда как бы скользит по главной последовательности из верхнего левого угла к нижнему правому. Поэтому такую теорию можно назвать теорией скользящей эволюции звезд.

Схема выглядела очень заманчивой и казалась весьма правдоподобной.

Во-первых, именно такого непрерывного сжатия, сопровождающегося сначала нагреванием, а потом остыванием, было естественно ожидать. Газ, сжимаемый в лабораторных экспериментах, становился горячее, раскаленные предметы, предоставленные сами себе, остывали.

Далее, если одна и та же звезда являлась красным гигантом где-то на раннем этапе своего существования и красным карликом в конце жизни, следовало ожидать, что средняя масса красных карликов не очень отличается от средней массы красных гигантов. Другими словами, красные гиганты колоссальны не потому, что содержат огромные количества звездною вещества, а только потому, что их вещество распределено в огромном объеме.

Так и оказалось. Красные гиганты отнюдь не столь массивны, как можно было бы ожидать, судя по их размерам, а только очень разрежены. Вещество звезды вроде Эпсилона Возничего, если бы его удалось без изменений перенести в земную лабораторию, показалось бы (в большей части своего объема) просто пустотой.

Действительно, массы звезд в среднем удивительно сходны. Как ни разнятся звезды объемом, плотностью, температурой и другими свойствами, массы их различаются мало. Масса большинства звезд колеблется от 0,2 до 5 масс Солнца.

Однако теория скользящей эволюции звезд при всей её изящности, не объясняет некоторых моментов. Вернее, содержит очень и очень необычные исключения.

Исключения из главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рессела: красные гиганты и красные карлики

Когда для целого ряда звезд были получены сведения о их светимости и о температуре их поверхности, следующим логическим шагом было сопоставление этих данных. Эксперименты с раскаленными предметами на Земле давали основание предполагать, что чем холоднее звезда, тем слабее будет ее излучение и тем более красной она окажется. Но выяснилось, что это далеко не всегда так.

Например, если согласиться со значениями температуры, принятыми для спектральных классов, то наиболее холодными из обыкновенных звезд должны быть звезды класса М. По их спектральным линиям и положению максимума излучения типичная температура поверхности для звезд этого класса была оценена в 2500°С (напомним для сравнения, что температура поверхности нашего Солнца составляет 6000°С). И действительно, все звезды класса М были красноватыми, по вопреки ожиданиям они не все были слабыми.

Правда, многие из них были-таки слабыми, хотя некоторые (например, звезда Барнарда) и находились совсем близко. Однако другие, вроде Бетельгейзе в созвездии Ориона или Антареса в Скорпионе, были красноватого цвета, но тем не менее казались очень яркими. И не потому, что находились так уж близко от нас. Они обладали не только большой видимой яркостью, но и большой светимостью. Излучение Антареса, например, почти в 10 000 раз превосходит излучение Солнца.

Еще в 1905 г. Э. Герцшпрунг, размышляя над этим вопросом, пришел к выводу, что такая большая светимость холодной звезды может объясняться только ее гигантскими размерами. Поверхность холодной звезды дает гораздо меньше света с квадратного километра, чем поверхность Солнца, но, с другой стороны, у такой звезды, как Бетельгейзе, квадратных километров поверхности могло быть несравненно больше, чем у Солнца.

И это более чем возместило бы относительно малую яркость каждого квадратного километра в отдельности. Поэтому такие звезды, как Бетельгейзе и Антарес, стали называться красными гигантами, а такие, как звезда Барнарда,— красными карликами.

Это было тем более любопытно, что промежуточных красных звезд, не гигантов и не карликов, как будто не существовало вовсе.

Это предположение Герцшпрунга, основанное на теоретических рассуждениях, было подтверждено результатами наблюдений. Американский физик немецкого происхождения Альберт Абрахам Майкельсон (1852—1931) изобрел в 1881 г. прибор, названный интерферометром.

Этот прибор, отмечавший мельчайшие изменения в картине усилений и ослаблений световых волн, позволял производить удивительно точные измерения. С его помощью удалось узнать о звездах то, что не показал бы ни один телескоп.

Даже ближайшие звезды так далеки от нас, что и в самые лучшие современные телескопы они видны только как светящиеся точки. Тем не менее попадающие в телескоп лучи данной звезды исходят не из одной точки ее поверхности. Один луч может приходить от ее западного края, а другой — от восточного. Эти лучи попадают в телескоп под некоторым углом друг к другу — углом, слишком малым для того, чтобы его можно было измерить обычными способами, но иногда достаточно большим, чтобы лучи “сталкивались” и складывались друг с другом.

Прибор Майкельсона позволил измерять результат такого сложения и определять угол между лучами, если он только не был ничтожно малым. Зная этот угол и расстояние до звезды, можно легко вычислить ее действительный диаметр.

Результаты были поразительными. Диаметр Бетельгейзе был измерен таким способом в 1920 г. и оказалось, что он равен 500 000 000 км. Он почти в 350 раз больше диаметра Солнца (1 390 600 км). Следовательно, поверхность Бетельгейзе примерно в 350X350, т. е. в 120 000 раз больше поверхности Солнца. Неудивительно, что светимость этой звезды гораздо больше светимости Солнца, хотя светимость каждого квадратного километра ее поверхности гораздо меньше.

Что касается объема Бетельгейзе, то он примерно в 40 000 000 раз больше объема Солнца. Если бы Бетельгейзе оказалась на месте Солнца, она заполнила бы все пространство далеко за пределы орбиты Марса. Да, это поистине красный гигант!

Красные гиганты и… инфракрасные гиганты

Антарес несколько меньше Бетельгейзе, но эта последняя — отнюдь не самая большая из подобных звезд. Например, Эпсилон Возничего — инфракрасный гигант, звезда настолько холодная, что, несмотря на ее чудовищные размеры, мы ее не видим. Ее излучение почти целиком лежит в инфракрасной области. Мы знаем о ее существовании только потому, что у нее есть яркий спутник, который она периодически затмевает.

В 1937 г. на основании продолжительности затмения и расстояния до системы было высказано предположение, что эта темная звезда — инфракрасный гигант с диаметром 3 700 000 000 км. Если бы она оказалась на месте Солнца, то заполнила бы все пространство вплоть до орбиты Урана!

И инфракрасные гиганты вовсе не так редки, как казалось вначале. Но звезду, настолько холодную, что она излучает почти исключительно в инфракрасной части спектра, очень трудно обнаружить.

Во-первых, земная атмосфера не очень прозрачна для инфракрасных лучей, а во-вторых, все предметы на самой Земле достаточно теплы и обладают заметным собственным инфракрасным излучением, в результате инфракрасное излучение, приходящее к нам из космического пространства, теряется, так сказать, в общем зареве.

Однако в 1965 г. астрономы обсерватории Маунт-Вилсон разработали особую методику для поисков в небе областей, богатых инфракрасным излучением, которое указывает на присутствие инфракрасных гигантов Они обнаружили сотни подобных объектов, сосредоточенных по большей части в плоскости Млечного Пути, но можно ожидать, что их будут найдены тысячи. И хотя бы некоторые из них, несомненно, окажутся больше, чем Эпсилон Возничего.

В инфракрасной области они, собственно, очень ярки, но в видимой части спектра их излечение чрезвычайно слабо, так что даже в самые сильные телескопы видны лишь немногие из них. Две из обнаруженных звезд имеют, судя по их цвету, температуру 1200 и 800°К — вторая звезда нагрета только-только до температуры красного каления.

У звезд других цветов нет такого разрыва в размерах, как у холодных красных звезд. И все же существуют большие желтые гиганты (не такие огромные и холодные, как красные) и маленькие желтые карлики (не такие маленькие и холодные, как красные). В качестве примера желтого гиганта можно назвать Капеллу, а в качестве желтого карлика — наше Солнце.

***

Подводя итог, хочу ещё раз отметить – красные гиганты и карлики в общей картине диаграммы Герцшпрунга — Рессела являются исключением и их процент по сравнению с “правильными” звездами, полностью укладывающимися в канву главной последовательности диаграммы, относительно не велик.

Во всяком случае более наглядной, простой и в целом правильной теории эволюции звезд, чем теория скользящей эволюции выводимая из фактов наглядно представленных в диаграмме, у нас нет. Поэтому остается только отдать должное гению астрономов прошлого и… конечно же смело использовать их наработки!

Непрерывная полоса звезд, появляется на графиках зависимости цвета звезд от яркости A Диаграмма Герцшпрунга — Рассела отображает светимость (или абсолютная величина ) звезды по сравнению с ее показателем цвета (представленным как B — V). Основная последовательность видна как заметная диагональная полоса, идущая от верхнего левого угла до нижнего правого. На этом графике показано 22 000 звезд из Каталог Hipparcos вместе с 1000 звезд низкой светимости (красные и белые карлики) из Каталог ближайших звезд Gliese.

В астрономии, главная последовательность — это непрерывная и отличительная полоса из звезд, которая появляется на графике звездного цвета по сравнению с яркостью. Эти графики цветовой известны как диаграммы Герцшпрунга-Рассела в честь их соавторов, Эйнара Герцспрунга и Генри Норриса Рассела. Звезды в этом известны как звезды главные следовать или карликовые звезды. Это самые настоящие звезды во Вселенной, включая Солнце.

Земли. После конденсации и воспламенения звезды она генерирует тепловую энергию в своей плотной области ядра посредством ядерного синтеза водорода в гелий. На этом этапе жизни звезды она находится на главной позиции в первой очереди ее массой, но также основанной на ее химическом составе и возрасте. Ядра звездная последовательность находится в гидростатическом равновесии, где внешнее тепловое давление от горячего ядра уравновешивается внутренним давлением гравитационного коллапса вышележащих слоев. Сильная зависимость скорости генерации энергии от температуры и давления помогает поддерживать этот баланс. Энергия, генерируемая в ядре, показывает поверхность и излучается в фотосфере . Энергия переносится либо излучением, либо конвекцией, причем последнее происходит в областях с более крутыми градиентами температуры, большей непрозрачностью или и тем, и другими.

Основная последовательность иногда делится на верхнюю и нижнюю части в зависимости от доминирующего процесса, который использует звезда для выработки энергии. Звезды, масса которых меньше массы Солнца (1,5 M☉) примерно в 1,5 раза больше массы Солнца (1,5 M☉), в основном объединяют атомы водорода вместе в серии стадий с образованием гелия, последовательность, называемая протон-протонной цепочкой. В качестве промежуточных звеньев в CNO-цикле используются атомы углерода, азота и кислорода., который производит гелий из атомов водорода. Эта система возбуждает вновь созданный гелий и поддерживает новое топливо, используемое для термоядерного синтеза. Ниже этой массы звезд полностью излучают с конвективными зонами у поверхности. С уменьшением звездной массы доля звезды, образующую конвективную оболочку, неуклонно увеличивается. Звезды последовательной ниже 0,4 M☉испытывают конвекцию по всей своей массе. Когда ядро ​​не происходит, происходит естественное образование ядра, образуется естественное ядро, вызываемое внешним слоем водорода.

В целом, чем массивнее звезда, тем короче ее продолжительность жизни на главной следящей. После того, как водородное топливо в ядре израсходовано, звезда эволюционирует от главной на диаграмме HR, в сверхгиганта, красный гиганта или непосредственно к белому карлику.

Содержание

• 1 История
• 2 Формирование и эволюция
• 3 Свойства
• 4 Терминология карлика
• 5 Параметры
  • 5.1 Параметры выборки
• 6 Выработка энергии
• 7 Структура
• 8 Вариация яркости и цвета
• 9 Срок службы
• 10 Эволюционные треки
• 11 Примечания
• 12 Ссылки
• 13 Дополнительная литература
  • 13.1 Общие положения
  • 13.2 Технические данные

История

Горячие и блестящие звезды следовать O-типа в областях звездообразования. Это все области звездообразования, которые содержат несколько ярких звезд спектрального класса O.

В начале 20 века информации о типах и расстояниях звезд стало больше. легко доступны. Показано, что спектры звезд имеют отличительные особенности, что позволяет разделить их на категории. Энни Джамп Кэннон и Эдвард С. Пикеринг в обсерватории Гарвардского колледжа разработали метод категоризации, который стал известен как Гарвардская классификационная схема, опубликовано в Harvard Annals в 1901 году.

В Потсдаме в 1906 году датским астрономом Эйнар Герцспрунг заметил, что самые красные звезды, классанные как K и M в Гарварде схему — можно разделить на две группы. Эти звезды либо намного ярче Солнца, либо намного тусклее. Чтобы различать эти группы, он назвал их «звездами-гигантами» и «карликами». В следующем году он начал изучать звездные скопления ; большие группы звезд, расположенные примерно на одинаковом расстоянии. Он опубликовал первые графики зависимости цвета от светимости для этих звезд. Эти графики показывают указанную и непрерывную последовательность звезд, которую он назвал Главной последовательностью.

В Принстонском университете Генри Норрис Рассел проводил аналогичные исследования.. Он изучал взаимосвязь между спектральной классификацией звезд и их фактической яркостью с поправкой на расстояние — их абсолютной величиной. Для этой цели он использовал набор звезд с надежными параллаксами , многие из которых были классифицированы в Гарварде. Когда он сопоставил эти звезды с их абсолютной величиной, он обнаружил, что карликовые звезды следуют четкой взаимосвязи. Это позволяет с разумной прогнозной реальной яркости карли звезды.

Из красных звезд наблюдаемых Герцшпрунгом, карликовые звезды также следовали серийному спектральная светимость, обнаруженному Расселом. Однако звезды-гиганты намного ярче карликов и поэтому не подчиняются тем же отношениям. Рассел предположил, что «звезды-гиганты должны иметь низкую плотность или большую поверхностную яркость, и обратное верно для карликовых звезд». Эта же кривая также показала, что было очень мало тусклых белых звезд.

В 1933 году Бенгт Стрёмгрен ввел термин «диаграмма Герцшпрунга — Рассела» для обозначения диаграммы светимости-спектрального класса. Это название отражало параллельное развитие этой техники Герцшпрунгом и Расселом в начале века.

в 1930-е годы формируются эволюционные модели звезд, показано, что для звезд с однородным химическим составом существует связь между массой звезды, ее светимостью и радиусом. То есть для заданной массы и состава существует уникальное решение для определения радиуса и светимости звезды. Это стало известно как теорема Фогта — Рассела ; назван в честь Генриха Фогта и Генри Норриса Рассела. Согласно этой информации, существуют химический состав звезды. (Однако было обнаружено, что теорема в некоторой степени не работает для неоднородного состава)

Уточненная схема категории была опубликована в 1943 году Уильямом Уилсоном. Морган и Филип Чайлдс Кинан. Классификация МК присвоила каждой звезде спектральный класс — на основе классификации Гарварда — и класс светимости. Гарвардская классификация была получена путем присвоения каждой из разных букв зависимости от силы спектральной линии водорода до того, как стала известна связь между спектрами и температурой. При упорядочении по температуре и удалению повторяющихся классов за спектральными типами звезд следовали, в порядке убывания температуры с цветами от синего до красного, последовательность O, B, A, F, G, K и М. (Популярный мнемоник для запоминания этой указанной звездных классов — «О, будь хорошей девушкой / парнем, поцелуй меня».) Класс светимости отличировался от I до V в порядке уменьшения яркости. Звезды класса светимости V принадлежали к главной домашней.

В апреле 2018 года астрономы сообщили об обнаружении самой далекой «обычной» (т. Е. Главной следящей) звезды, названной Икар (формально MACS J1149 Lensed Star 1 ), в 9 миллиардах световых лет от Земли.

Формирование и эволюция

Когда протозвезда образует в результате коллапса гигантского молекулярного облака газа и пыли в окружающей межзвездной среде, исходный состав однороден во всем, состоящий из около 70% водорода, 28% гелия и следовые количества других элементов по массе. Начальная масса звезды зависит от местных условий в облаке. (Распределение масс вновь образованных звезд эмпирически описывается начальной функцией масс.) Во время первоначального коллапса эта звезда до главной генерирует энергию за счет гравитационного сжатия. Когда звезды становятся достаточно плотными, они начинают превращать водород в гелий и выделяют энергию в результате экзотермического ядерного синтеза.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела Спектральный тип Коричневые карлики Белые карлики Красные карлики Субкарлики Основная последовательность. («карлики») Субгиганты Гиганты Яркие гиганты Сверхгиганты Гипергиганты . величина. tude. (MV)

Когда ядерный синтез становится доминирующим производством энергии и избыточная энергия, полученная в результате гравитационного сжатия, теряется, звезда формируется вдоль кривой на диаграмма Герцшпрунга — Рассела (или диаграмма HR), называемая стандартной последовательностью. Астрономы иногда называют эту стадию «главной последовательностью нулевого возраста» ZAMS. Кривая ZAMS может быть рассчитана с использованием компьютерных моделей звездных свойств в точке, когда звезды начинают синтез. С этого момента яркость и температура поверхности звезд обычно увеличиваются с возрастом.

Звезда остается около своего первоначального положения на главной идее, пока не будет израсходовано большое количество водорода в ядре, а затем происходит эволюционировать. в более яркую звезду. (На диаграмме HR формируется первичная стадия водорода на всей длине жизни звезды.)

Свойства

Большинство звезд на типичной диаграмме HR лежат вдоль кривой вертикальной. Эта линия ярко выражена, потому что и спектральный класс, и светимость зависит только от массы звезды, по крайней мере, до приближения нулевого порядка, пока это сплавляя водород в своем ядре — и это то, что почти все звезды проводят часть своей «активной» жизни.

Температура звезды определяет ее спектральный класс через ее влияние на физическое состояние. свойства плазмы в ее фотосфере. На излучение энергии звезды как функция длины волны как ее температура, так и состав. Ключевым показателем этого распределения энергии является цветовой индекс , B — V, который измеряет звездную величину в синем (B) и зелено-желтом (V) свете с помощью фильтров. Эта разница в величине является мерой температуры звезды.

Карликовая терминология

Звезды главной последовательности называются карликовыми звездами, но эта терминология частично историческая и может сбивать с толку. Что касается более холодных звезд, то карлики, такие как красные карлики, оранжевые карлики и желтые карлики, действительно намного меньше и тусклее, чем другие звезды этих цветов. Между так называемыми «карликовыми» звездами, которые находятся на главной системе, и так называемыми «гигантскими» звездами, которых нет, становится меньше. Для самых горячих звезд не наблюдается напрямую, и для этих звездных терминов «карлик» и «гигант» звездных различий в спектральных линиях, которые указывают, находится ли звезда на главной наблюдающей или вне ее. Тем не менее, очень горячие звезды имеют такую ​​же температуру, что и «гигантские» звезды этой температуры.

Обычно слово «карлик» используется для обозначения главной последовательности сбивает с толку и с другой стороны, потому что есть карликовые звезды, которые не являются главной последовательностью. Например, белый карлик — это мертвое ядро, оставшееся после того, как звезда сбросила свои внешние слои, и он намного меньше звезды отслеживает примерно размером Земля. Они включают заключительную стадию эволюции многих звездную систему.

Параметры

Сравнение звезд внутренней системы каждого спектрального класса

Рассматривая звезду как идеализированный излучатель энергии, известный как черного тела, светимость L и R могут быть связаны с эффективная температурой T eff по закону Стефана — Больцмана :

L = 4 π σ R 2 T eff 4 { displaystyle L = 4 pi sigma R ^ {2} T_ {eff} ^ {4}}

где σ — постоянная Стефана — Больцмана. На диаграмме можно использовать положение для оценки ее радиуса.

Масса, через и световые звезды связаны между собой, и их соответствующие значения могут быть аппроксимируются тремя отношениями. Во-первых, это закон Стефана — Больцмана, который связывает светимость, радиус R и температуру поверхности T eff. Во-вторых, это соотношение масса — светимость, которая связывает светимость и массу M. Наконец, связь между M и R близка к линейной. Отношение M увеличивает только в три раза на протяжении 2,5 порядков M. Это соотношение примерно пропорционально внутренней температуре звезды T I, и она очень медленная. Увеличение отражает тот факт, что скорость генерации энергии сильно зависит от этой температуры, в то время как она должна соответствовать массе — светимость. Таким образом, слишком высокая или слишком низкая температура к нестабильности звезды.

Лучшее приближение — принять ε = L / M, скорость генерации энергии на единицу массы, как ε пропорционально T I, где T I — внутренняя температура. Это подходит для звезд, по крайней мере, таких же массивных, как Солнце, демонстрирующих цикл CNO, и соответствует соответствие R ∝ M.

Параметры выборки

Таблица ниже показывает типичные значения для звезд вдоль главной последовательности. Значения светимости (L), радиуса (R) и массы (M) к Солнцу — карликовой звезде со спектральной классификацией G2. V. Фактические значения для звезды могут отличаться на 20–30% от значений, перечисленных ниже.

Таблица звездных параметров домашней

Звездная. Класс	Радиус	Масса	Светимость	Температура	Примеры
R/R☉	M/M☉	L/L☉	K
O6	18	40	500,000	38,000	Тета Ориона C
B0	07,4	18	020,000	30,000	Фи Орион
B5	03,8	06,5	000,800	16,400	Pi Andromedae A
A0	02,5	03,2	000,080	10,800	Alpha Coronae Borealis A
A5	01,7	02,1	000,020	08,620	Beta Pictoris
F0	01,3	01,7	000,006	07,240	Gamma Virginis
F5	01,2	01,3	000,002,5	06,540	Этаж Ариетис
G0	01.05	01.10	000,001,26	05,920	Beta Comae Berenices
G2	01.00	01.00	000,00 1 .00	05,780	Солнце
G5	00.93	00.93	000,000.79	05,610	Alpha Mensae
K0	00.85	00.78	000,000,40	05,240	70 Змееносец A
K5	00,74	00,69	000,000,16	04,410	61 Cygni A
M0	00,51	00,60	000,000.072	03,800	Лакайль 8760
M5	00.32	00.21	000,000.0079	03,120	EZ Aquarii A
M8	00,13	00,10	000,000,0008	02,660	Звезда Ван-Бисбрука

Производство энергии

Логарифм относительный выход энергии (ε) процессов синтеза протон -протон (PP), CNO и Triple-α при различных температурах. Пунктирной линией показано совместное генерирование энергии процессами PP и CNO внутри звезды. При температуре ядра Солнца процесс PP более эффективен.

Все звезды главной придерживаются центральную область, в которой энергия генерируется в результате ядерного синтеза. Температура и плотность этого ядра находятся на уровнях, необходимых для поддержания производства энергии, которая будет поддерживать остальную часть звезды. Уменьшение выработки энергии приводит к увеличению скорости плавления из-за более высокой температуры и давления. Точно так же увеличение производства энергии приведет к расширению звезды, что снизит давление в ядре. Таким образом, звезда образует саморегулирующуюся систему в гидростатическом равновесии, которая устойчива в течение своего времени жизни на главной последовательности.

Звезды главной последовательности используют два типа процессов слияния водорода: Скорость генерации энергии от каждого типа зависит от температуры в области ядра. Астрономы делят главную последовательность на верхнюю и нижнюю части, исходя из того, какая из двух является доминирующим процессом слияния. В нижней основной последовательности энергия в первую очередь генерируется в результате протон-протонной цепи , которая непосредственно объединяет водород в серии стадий с образованием гелия. Звезды в верхней части главной последовательности имеют достаточно высокие температуры ядра для эффективного использования цикла CNO (см. Диаграмму). Этот процесс использует атомы углерода, азота и кислорода в качестве посредников в процессе плавления водорода в гелий.

При температуре ядра звезды 18 миллионов Кельвина процесс PP и цикл CNO одинаково эффективны, и каждый тип генерирует половину чистой светимости звезды. Поскольку это температура ядра звезды с примерно 1,5 M☉, верхняя главная последовательность состоит из звезд с массой выше этой. Таким образом, грубо говоря, звезды спектрального класса F или более холодные относятся к нижней главной последовательности, а звезды типа A или более горячие — к верхней части главной последовательности. Переход в производстве первичной энергии от одной формы к другой охватывает разницу в диапазоне менее одной солнечной массы. На Солнце, звезде с массой Солнца, только 1,5% энергии генерируется циклом CNO. Напротив, звезды с 1,8 M☉или выше генерируют почти всю свою энергию в течение цикла CNO.

Наблюдаемый верхний предел для звезды главной последовательности составляет 120–200 M☉. Теоретическое объяснение этого предела состоит в том, что звезды с массой выше этой массы не могут излучать энергию достаточно быстро, чтобы оставаться стабильными, поэтому любая дополнительная масса будет выбрасываться в виде серии пульсаций, пока звезда не достигнет стабильного предела. Нижний предел для устойчивого протон-протонного ядерного синтеза составляет примерно 0,08 M☉или 80 масс Юпитера. Ниже этого порога находятся субзвездные объекты, которые не могут поддерживать синтез водорода, известные как коричневые карлики.

Структура

На этой диаграмме показано поперечное сечение звезды типа Солнца, показывающее внутреннюю структуру.

Поскольку существует разница температур между ядром и поверхностью, или фотосферой, энергия переносится наружу. Двумя режимами передачи этой энергии являются излучение и конвекция. Зона излучения, в которой энергия переносится излучением, устойчива по отношению к конвекции, и происходит очень небольшое перемешивание плазмы. Напротив, в зоне конвекции энергия переносится за счет движения массы плазмы, при этом более горячий материал поднимается, а более холодный материал опускается. Конвекция является более эффективным способомпереноса энергии, чем излучение, но она будет происходить только в условиях, создающих крутой градиент температуры.

У массивных звезд (выше 10 M☉) скорость генерации энергии CNO цикл очень чувствителен к температуре, поэтому синтез сильно концентрируется в ядре. Следовательно, в центральной области существует высокий градиент температуры, что приводит к возникновению зоны конвекции для более эффективного использования энергии. Это смешивание материала вокруг ядра приводит к образованию гелиевого ядра в области горения водорода. Внешние области массивной звезды переносят энергию за счет излучения с небольшой конвекцией или без нее.

Звезды средней массы, такие как Сириус, могут переносить энергию в основном за счет излучения, с небольшой конвекционной областью ядра.. Звезды среднего размера и малой массы, которые смешивают внешние слои, имеют область устойчивой к конвекции около поверхности. Это приводит к постоянному наращиванию богатого гелием ядра, окруженного богатой водородом внешней областью. Напротив, холодные звезды с очень малой массой (ниже 0,4 M☉) повсюду конвективны. Таким образом, гелий, образующийся вре, распределяется по звезде.

Изменение светимости-цвета

Солнце наиболее знакомый пример ведущей звезды

По мере того, как неплавящийся гелиевый пепел накапливается в ядре звезды главной системы, уменьшение содержания на одной единице массы приводит к приведенному снижению скорости. Этот поток энергии, полученной от термоядерного синтеза, поддерживает более высокие слои, звезды, ядро ​​сжимается, создается более высокие температуры и давление. Оба фактора увеличивают скорость термоядерного синтеза, тем самым смещая равновесие в сторону меньшего, более плотного и горячего ядра, производящего больше энергии, усиление чего отталкивает более высокие слои дальше. Таким образом, с течением времени происходит неуклонное увеличение светимости и радиуса звезды. Например, светимость раннего Солнца составляла всего около 70% от его текущего значения. С возрастом звезды это увеличение яркости меняет положение на диаграмме HR. Этот эффект приводит к расширению полосы главной последовательности, поскольку звезды наблюдаются на случайных стадиях их жизни. То есть полоса главной вести становится толстой на диаграмме HR; это не просто узкая линия.

Другие факторы, которые расширяют полосу ведущую на диаграмме HR, включают неопределенность в отношении расстояния до звезд и наличие неразрешенных двойных звезд, которые могут изменить наблюдаемые звездные параметры. Однако даже безупречное наблюдение покажет нечеткую главную последовательность, потому что масса — не единственный параметр, влияющий на цвет и светимость звезды. Вариации химического состава, вызванные начальным вращением, эволюционным статусом звезды, взаимодействием с близким компаньоном, быстрым вращением или магнитным полем. на диаграмме сердечного ритма звезды ведущую, если назвать несколько факторов. Например, есть звезды с низким содержанием металлов (с очень низким уровнем элементов с более высокими атомными номерами, чем у гелия), которые располагаются чуть ниже главной и известны как субкарлики. Эти звезды объединяют водород в своих ядрах, и поэтому они отмечают нижний крайний размытости главной последовательности, вызванной различиями в химическом составе.

Почти вертикальная область диаграммы HR, известная как полоса нестабильности, занята пульсирующими переменными звездами, известными как переменные цефеиды. Эти звезды меняются по величине через равные промежутки времени, что придает им пульсирующий вид. Полоса пересекает верхнюю часть главной системы в области звезд A и F, имеет массу от одной до двух солнечных классов. Пульсирующие звезды в этой части полосы нестабильности, которая пересекает верхнюю часть верхней части, называются переменными дельты Щита. Звезды главной последовательности в этой области претерпевают лишь небольшие изменения в величине, поэтому это изменение трудно. Другие классы нестабильных звезд главной отслеживают, такие как переменные Beta Cephei, не связаны с этой полосой нестабильности.

Время жизни

Этот график дает пример отношения масса-светимость для звездной последовательности нулевого возраста. Масса и светимость указаны относительно современного Солнца.

Общее количество энергии, которое звезда может генерировать с помощью ядерного водородного водорода, ограничено количество энергии, которое может потребляться ядром. Для звезды, находящейся в равновесии, энергия, генерируемая в ядре, должна быть, по крайней мере, равна энергии, излучаемой на поверхности. Общая продолжительность жизни может быть оценена в первом приближении как общая произведенная энергия, деленная на светимость звезды.

Для того чтобы стать красным гигантом, она может начать сливать атомы гелия, когда звезда исчерпан и она расширяется, когда звезда исчерпан и она расширяется, чтобы стать красным гигантом, она может начать сливать с образованием мозг. Энергетический выход процесса синтеза гелия на единицу составляет лишь около одной энергии, выделяющейся водородным процессом, и светимость звезды увеличивается. Это приводит к более короткому времени на этом этапе по сравнению со сроком службы главной следящей. (Например, прогнозируется, что Солнце будет сжигать гелий 130 миллионов лет, по сравнению с примерно 12 миллиардами лет, сжигающими водород.) Таким образом, около 90% наблюдаемых звезд выше 0,5 M☉будут на главной последовательности. Известно, что в среднем звезды главной подчиняются эмпирическому системе массы и светимости. Светимость (L) звезды примерно пропорциональна общей массе (M) по следующему закону степени :

L ∝ M 3.5 { displaystyle { begin {smallmatrix} L propto M ^ {3.5} end {smallmatrix} }}

Это соотношение используемого к звездам главной последовательности в диапазоне 0,1–50 M☉.

Количество топлива, доступного для ядерного синтеза, пропорционально массе звезды. Таким образом, время жизни звезды на главной системе можно оценить, сравнив его с моделями солнечной эволюции. Солнце было звездой главной следящей около 4,5 миллиардов лет и стало красным гигантом через 6,5 миллиардов лет, а общее время жизни на главной следовать примерно 10 лет. Следовательно:

τ MS ≈ 10 10 лет ⋅ [MM ⨀] ⋅ [L ⨀ L] = 10 10 лет ⋅ [MM ⨀] — 2,5 { displaystyle { begin {smallmatrix} tau _ { rm {MS}} приблизительно 10 ^ {10} { text {лет}} cdot left [{ frac {M} {M _ { bigodot}}} right] cdot left [{ frac {L_ { bigodot}} {L}} right] = 10 ^ {10} { text {years}} cdot left [{ frac {M} {M _ { bigodot}}}} right] ^ {-2.5} end {smallmatrix}}}

где M и L — масса и светимость звезды, соответственно, M ⨀ { displaystyle { begin {smallmatrix} M _ { bigodot} end {smallmatrix}}}— это масса Солнца, L ⨀ { displaystyle { begin {smallmatrix} L _ { bigodot} end {smallmatrix}} }— светимость Солнца, и τ MS { displaystyle tau _ { rm {MS}}}— предполагаемое время жизни звезды на главной следовать.

Хотя более массивные звезды имеют больше топлива для сжигания и интуитивно можно ожидать, что они прослужат дольше, они также излучают большее количество с увеличенной массой. Этого требует уравнение состояния звезды; Чтобы массивная звезда могла поддерживать равновесие, внешнее давление излучаемой энергии, генерируемой в ядре, не только должно расти, чтобы соответствовать титаническому внутреннему гравитационному давлению ее оболочки. Таким образом, самые большие массивные звезды могут оставаться на главной системе всего несколько миллионов лет, в то время как звезды с массой одной десятой солнечной массы могут быть более триллиона лет.

Точное соотношение массы и светимости зависит от того, насколько эффективно энергия может передаваться от ядра к поверхности. Более высокая непрозрачность имеет изолирующий эффект, который поддерживает больше энергии в ядре, поэтому звезде не нужно поддерживать столько энергии, чтобы оставаться в гидростатическом равновесии. Напротив, более низкая непрозрачность означает, что энергия уходит быстрее, и должна сжигать больше топлива, чтобы оставаться в равновесии. Достаточно высокая непрозрачность может привести к переносу энергии через конвекцию, которая изменяет условия, необходимые для сохранения равновесия.

У крупных звездных поставок непрозрачность преобладает на рассеяние электронов, которое не меняется с ростом температуры. Таким образом, светимость увеличивается только как куб массы звезды. Для звезд ниже 10 M☉непрозрачность становится зависимой от температуры, в результате чего светимость меняется в четвертой степени массы звезды. Для звезд очень малых масс молекулы в атмосферу также вносят свой вклад в непрозрачность. Ниже примерно 0,5 M☉светимость звезды изменяется в зависимости от массы в степени 2,3, что приводит к сглаживанию наклона на график зависимости массы от светимости. Однако даже эти уточнения могут изменяться в зависимости от состава звезды.

Эволюционные треки

Эволюционные треки звезды, подобной Солнцу

Когда основная — Звезда приводит поглотила водород в свой ядре, энергия энергии вызывает возобновление ее гравитационного коллапса, и звезда уходит с главной. Путь, по указанной звезде следует на диаграмме HR, называется эволюционным путем.

Диаграмма H — R для двух рассеянных скоплений: NGC 188 (синий) старше и показывает более низкий поворот. от главной следовать, чем M67 (желтый). Точки за пределами двух последовательностей в основном включают звезды переднего и заднего плана, не имеющие отношения к скоплениям.

Звезды с размером менее 0,23 M☉, по прогнозам, напрямую белыми карликами при генерации энергии посредством ядерного ядерного водорода в их ядре останавливается, хотя нет звезд достаточно старых, чтобы это произошло.

В звездах массой более 0,23 M☉водород, окружающий гелиевое ядро, достигает температуры и давления, достаточных для термоядерного синтеза, образуя горящую водород оболочку и вызывая расширение и охлаждение внешних слоев звезды. Этап, когда эти звезды удаляются от главной, известной как ветвь субгигантов ; он относительно короткий и выглядит как промежуток на эволюционном треке, поскольку в этой точке наблюдается мало.

Когда гелиевое ядро ​​маломассивных звезд вырождается или внешние слои звезд промежуточных масс охлаждают достаточно, чтобы стать непрозрачными, температура их водородных оболочек увеличивается, звезды начинают становиться более яркими. Это известно как ветвь красных гигантов ; это относительно долгоживущий этап, и он отчетливо виден на диаграммах H – R. Эти звезды в конечном итоге закончат свою жизнь белыми карликами.

Самые массивные звезды не станут красными гигантами; вместо этого их ядра быстро нагреваются до температуры, достаточной для плавления гелия и, в конечном итоге, более тяжелых элементов, и они известны как сверхгиганты. Они следуют приблизительно горизонтальным эволюционным путям от главной последовательности через вершину диаграммы H – R. Сверхгиганты относительно редки и не видны на большинстве диаграмм H – R. Их ядра в конечном итоге коллапсируют, что обычно приводит к сверхновой и оставляет после себя либо нейтронную звезду, либо черную дыру.

. Когда звездное скопление образуется примерно в том же месте. Время жизни этих звезд на главной последовательности будет зависеть от их индивидуальных масс. Самые массивные звезды покинут главную последовательность первыми, а за ними последуют звезды еще меньшей массы. Положение, в котором звезды в скоплении покидают главную последовательность, известно как точка поворота. Зная продолжительность жизни звезд на главной последовательности в этот момент, становится возможным оценить возраст скопления.

Примечания

Ссылки

Дополнительная литература

Общий

• Киппенхан, Рудольф, 100 миллиардов солнц, Basic Books, Нью-Йорк, 1983.

Технический

• Арнетт, Дэвид (1996). Сверхновые и нуклеосинтез. Princeton: Princeton University Press.
• Бахколл, Джон Н. (1989). Нейтринная астрофизика. Кембридж: Cambridge University Press.
• Bahcall, John N.; Pinsonneault, M.H.; Басу, Сарбани (2001). «Солнечные модели: текущая эпоха и временные зависимости, нейтрино и гелиосейсмологические свойства». Астрофизический журнал. 555 (2): 990–1012. arXiv : astro-ph / 0010346. Bibcode : 2001ApJ… 555..990B. DOI : 10.1086 / 321493. S2CID 13798091.
• Barnes, C.A.; Clayton, D. D.; Шрамм, Д. Н., ред. (1982). Очерки ядерной астрофизики. Кембридж: Издательство Кембриджского университета.
• Бауэрс, Ричард Л.; Диминг, Терри (1984). Астрофизика I: Звезды. Бостон: Джонс и Бартлетт.
• Кэрролл, Брэдли В. и Остли, Дейл А. (2007). Введение в современную астрофизику. Сан-Франциско: Обучение личности Аддисон-Уэсли. ISBN 978-0-8053-0402-2 .
• Шабрие, Жиль; Барафф, Изабель (2000). «Теория маломассивных звезд и субзвездных объектов». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 38 : 337–377. arXiv : astro-ph / 0006383. Bibcode : 2000ARA A..38..337C. doi : 10.1146 / annurev.astro.38.1.337. S2CID 59325115.
• Чандрасекхар, С. (1967). Введение в изучение звездной структуры. Нью-Йорк: Довер.
• Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза. Чикаго : Чикагский университет.
• Cox, J. P.; Джули, Р. Т. (1968). Принципы строения звезды. Нью-Йорк : Гордон и Брич.
• Фаулер, Уильям А. ; Коулэн, Джорджанна Р. ; Циммерман, Барбара А. (1967). «Темпы термоядерных реакций, I». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 5 : 525. Bibcode : 1967ARA A… 5..525F. doi : 10.1146 / annurev.aa.05.090167.002521.
• Fowler, William A.; Caughlan, Georgeanne R.; Циммерман, Барбара А. (1975). «Темпы термоядерных реакций, II». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 13 : 69. Bibcode : 1975ARA A..13… 69F. doi : 10.1146 / annurev.aa.13.090175.000441.
• Hansen, Carl J.; Кавалер, Стивен Д.; Тримбл, Вирджиния (2004). Звездные внутренности: физические принципы, структура и эволюция, второе издание. Нью-Йорк: Springer-Verlag.
• Харрис, Майкл Дж.; Фаулер, Уильям А.; Caughlan, Georgeanne R.; Циммерман, Барбара А. (1983). «Темпы термоядерных реакций, III». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 21 : 165. Bibcode : 1983ARA A..21..165H. doi : 10.1146 / annurev.aa.21.090183.001121.
• Ибен, Ико, младший (1967). «Звездная эволюция внутри и вне основной последовательности». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 5 : 571. Bibcode : 1967ARA A… 5..571I. doi : 10.1146 / annurev.aa.05.090167.003035.
• Иглесиас, Карлос А..; Роджерс, Форрест Дж. (1996). «Обновленные опаловые непрозрачности». Астрофизический журнал. 464 : 943. Bibcode : 1996ApJ… 464..943I. doi : 10.1086 / 177381.
• Киппенхан, Рудольф; Вайгерт, Альфред (1990). Звездная структура и эволюция. Берлин: Springer-Verlag.
• Либерт, Джеймс; Пробст, Рональд Г. (1987). «Звезды очень малых масс». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 25 : 437. Bibcode : 1987ARA A..25..473L. doi : 10.1146 / annurev.aa.25.090187.002353.
• Новотны, Ева (1973). Введение в звездную атмосферу и интерьер. Нью-Йорк: Oxford University Press.
• Padmanabhan, T. (2002). Теоретическая астрофизика. Кембридж: Издательство Кембриджского университета.
• Прильник, Дина (2000). Введение в теорию строения и эволюции звезд. Кембридж: Издательство Кембриджского университета.
• Шор, Стивен Н. (2003). Гобелен современной астрофизики. Хобокен: Джон Уайли и сыновья.

Наша компания имеет богатый опыт сотрудничества и участия в тендерах с государственными и частными компаниями. Мы предлагаем большой набор готовых решений для образовательных учреждений, а также работаем по индивидуальным техническим заданиям.

Если вы являетесь участником или организатором тендера или госзакупки, заполните, пожалуйста, форму и опишите свой запрос. Наш специалист по работе с корпоративными заказчиками обязательно с вами свяжется. Вы также можете связаться с нами по телефону: +7 (812) 418-29-44 (доб. 117 или доб. 106).