Как найти звезду главной последовательности

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.

Вот так диаграмма Герцшпрунга – Рассела и выглядит. Наше Солнце находится почти ровно посередине главной последовательности – то есть «в самом расцвете сил»

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.

Вас может заинтересовать

Что представляет собой наша галактика «Млечный путь»?
Эволюция Вселенной: возможно наша цивилизация самая развития во всем космосе?
Могут ли быть обитаемы планеты-пустыни похожие на Марс, а не на Землю?
Фотометрический парадокс Ольберса
Рождение и этапы эволюции звезд

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:

Сначала звезда представляет собой скопление холодного газа, которое медленно сжимается.
По мере сжатия звезда нагревается и на первых стадиях излучает почти исключительно в инфракрасной области спектра — это инфракрасный гигант вроде Эпсилона Возничего.
Продолжая сжиматься, она раскаляется настолько, что излучает уже ярко-красный свет, как Бетельгейзе и Антарес.
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.
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.
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.
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.

Вот так схематично на диаграмме Герцшпрунга – Рассела показана эволюция «типичной» 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!

Опять же диаграмма Герцшпрунга – Рассела как и на первом изображении, но без отвлекающих цветов и надписей.

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!

Источник

На чтение 7 мин Просмотров 4.2к.

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.

Содержание

Что такое главная последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рассела
Теория скользящей эволюции звезд
Исключения из главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела: красные гиганты и красные карлики
Красные гиганты и инфракрасные гиганты

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

Спектральные классы звёзд

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:

Изначальное газопылевое облако в процессе вращения сжимается, что приводит к его нагреванию.
Сформировавшийся центр туманности представляет собой огромный объект, излучающий в инфракрасном диапазоне.
По мере дальнейшего нарастания давления, звезда разогревается до видимого красного спектра, превращаясь в красный гигант.
Дальнейшее сжатие увеличивает температуру объекта до желтого, белого и голубого спектра. В диаграмме Герцшпрунга-Рассела эволюционирующая звезда перемещается влево и вверх.
На этапе голубой звезды нагревание по непонятным причинам прекращается (это слабое место теории, удовлетворительных объяснений этому явлению не нашлось), но процесс сжатия продолжается.
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.
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.

Эволюция звёзд

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:

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.
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.
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.
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.

Сравнительные размеры Солнца и Бетельгейзе

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.

Сравнительные размеры Солнца и одного из красных гигантов

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?

Источник

Начало 20-го века стало переломным историческим периодом для астрономической науки. Именно в этот период произошли главные открытия А. Эйнштейна, Э. Хаббла и других великих ученых. Вместо простого описания движений небесных тел и явлений, наука оказалась перед решением новых проблем, связанных с изучением движущих сил и причин появления различных объектов. Возникла необходимость в классификации открытых светил — так появилась Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.

Оглавление

1 История параллельного открытия
2 Жизненный путь звезд
3 Что такое последовательность звезд?
4 Основные положения скользящей эволюции звезд
5 Исключения из главной последовательности
- 5.1 Красные гиганты
- 5.2 Красные карлики
- 5.3 Белые карлики
- 5.4 Инфракрасные гиганты

История параллельного открытия

Диаграмма звездной системы была не первым открытием, совершенным почти одновременно двумя учеными из разных частей света. Датчанин Герцшпрунг создал свой вариант диаграммы в 1905 году и опубликовал его в немецком журнале, посвященном технике фотографии. Аудитория этого печатного издания была невелика, поэтому о его открытии всему научному сообществу стало известно только в 1930-х годах, после чего его фамилия появилась рядом с коллегой.

Эйнар Герцшпрунг (справа) и Карл Шварцшильд (слева) в профессорских одеяниях около Гёттингенской обсерватории (1909)

Почти одновременно с Гецшпрунгом, в 1909 году, американец Рассел создал свою диаграмму, посвященную закономерностям развития звезд в космическом пространстве. Долгое время диаграмма назвалась только его именем.

Генри Норрис Рассел

Оба ученых, независимо друг от друга, выстроили систему координат, в которой на горизонтальной оси отмечались показания температуры звезд, а по вертикальной – сила их свечения. Неравномерное построение графика помогло астрономам увидеть закономерности в образовании и существовании разных типов светил.

Жизненный путь звезд

Построение диаграммы Герцшпрунца-Рассела наглядно представляют развитие звезды, которое включает несколько этапов и не останавливается. Светила, подобно любым живым существам, имеют свои периоды рождения, бурной деятельности, старения, а затем и полного разрушения. Все ступени развития можно видеть по линии на графике, которую астрономы назвали треком эволюции.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Наибольшее количество всех звезд расположено в Главной космической последовательности. В ней же все звезды находятся на протяжении около 90 % срока своего существования. Положение светила в диаграмме указывает на возможное время его стабильного состояния. В левом верхнем углу графика располагаются звезды с наибольшей температурой и интенсивностью выгорания водорода, что говорит о их непродолжительной жизни, по меркам Вселенной. Тусклые звезды, находящиеся в правом нижнем углу, наоборот, могут прожить десятки миллиардов лет, благодаря меньшей интенсивности происходящих в них процессов. Центр нашей солнечной системы находится примерно посередине. Срок жизни Солнца после рождения насчитывает около 5 млрд лет, что по диаграмме может составить половину всего отмерянного срока. Когда в звезде произойдет полное выгорание водорода, она войдет в период гравитационного сжатия. В результате запускается ядерный синтез гелия в ядре, с превращением светила в красный гигант. В этот момент звезда покидает линию главной последовательности, чтобы вспыхнуть ненадолго, а затем сжаться до состояния белого карлика.

Жизненный цикл Солнца

Что такое последовательность звезд?

Само по себе, появление последовательностей на графике не являлось целью авторов диаграммы. Они всего лишь наглядно проиллюстрировали закономерности, существующие между энергетической силой звезд и их свечением. Динамика Вселенной напрямую зависит от особенностей термоядерных реакций в космических телах.

По оси Х диаграммы, в левом направлении, увеличиваются температурные значения звезд. Вертикальная ось Y растет вверх, отображая данные о свечении объектов. Распределение светил по их астрофизическим данным показывает несколько последовательностей. Из нижнего правого угла системы координат в противоположном направлении протянута средняя последовательность, названная Главной. График показывает пропорциональную зависимость яркости звезды от ее температуры, то есть самые горячие светила излучают больше света.

Справа, в верхнем секторе сгруппировались светила красного свечения, реакции в которых сопровождают низкой температурой, но в соединении с ярким излучением. К ним относятся различные виды гигантов. В самом низу графика расположились белые карлики, распознаваемые по тусклому свечению.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Основные положения скользящей эволюции звезд

Основываясь на закономерностях, которые стали наглядно видны, благодаря диаграмме, Рассел смог построить жизненный путь звезды по этапам. Звезда постепенно перемещается от правого верхнего угла графика в левый конец центральной линии, названной Главной последовательностью. После этой точки звезда начинает постепенно сжиматься, хотя ее температура не увеличивается, а плотность внутреннего вещества не соответствует состоянию газа. Под продолжающимся воздействием силы тяготения светило продолжает уплотняться и уменьшаться в диаметре, дойдя до показателей желтого карлика.

Затем ее ждет этап превращения в красного гиганта, который сменяется превращением в черный пепел, сжавшийся до бесконечно малой точки. На диаграмме эволюция звезды выражена в ее постепенном скольжении из левого верхнего угла в правый нижний. Оказалось, что от массы и степени раскаленности звезды зависит расход ее топливного запаса. Чем они больше, тем быстрее закончится жизнь звезды и ее нахождение на центральной линии диаграммы Герцшпрунга-Рассела.

Эволюция звезд

Исключения из главной последовательности

По цвету звезды астрономы давно научились определять ее температуру. Красное свечение показывает сравнительно невысокую степень излучаемого тепла, что доказывает и слабая яркость космического объекта. Судя по спектральным линиям красных светил, их температура меньше нашего Солнца в 400 раз. Среди них характерным примером может служить звезда Барнарда, но в космосе существуют также красные звезды с гораздо большей светимостью. Датчанин Герцшпрунг выдвинул предположение, что они относятся к другой категории величин небесных тел, которые исключаются из общих закономерностей диаграммы.

Красные гиганты

Одну из групп, составляющих исключения, представляют красные гиганты. Они находятся на той стадии существования, когда истощенный запас водорода сменяется яркой вспышкой запуска реакции гелия. Они излучают свет большой яркости, но быстро выгорают и входят в состояние белого карлика. Размер гигантских звезд измеряется с помощью прибора интерферометра, изобретенного астрономом Майкельсоном. Сначала снимают показания углов между разными лучами, исходящих из точек поверхности небесного светила. Затем полученные числа вставляют в формулу вместе с известным расстоянием до данной звезды. Таким способом было получен размер красного гиганта под названием Бетельгейзе, который больше нашего Солнца в 350 раз.

Сравнение Бетельгейзе и Солнца

Красные карлики

В самом конце Главной последовательности в диаграмме находятся самые маленькие звезды красного цвета. Предположительно, сроки их жизни больше, чем у гигантских собратьев, так как они существуют в относительно стабильных условиях планет, расположенных поблизости. Малые объекты чаще всего находятся в старых звездных скоплениях, которые группируются в невидимых участках галактики. Дальность расположения и маленькая яркость красных карликов затрудняет наблюдение за ними, хотя они могут способствовать развитию жизни в своих системах. Кроме двух крайних состояний красных звезд, диаграмма не показывает их промежуточных положений. Примером красного карлика является Проксима Центавра.

Сравнительные размеры Солнца и звезд Альфа Центавра

Белые карлики

В нижней части диаграммы находятся белые карлики, которые проходят последний этап своего звездного пути. Они обладают небольшим радиусом, но значительной массой, из-за высокой плотности внутреннего вещества. Низкий уровень светимости отправляет их в левый нижний сектор диаграммы. Они отличаются тусклостью, по сравнению со звездами Главной последовательности. Вокруг Регула обращается белый карлик.

Инфракрасные гиганты

Сравнительно короткое время жизни красных гигантов, подобное вспышке, приводит к неизбежному вырождению. При этом излучаемый ими спектр может превращаться в инфракрасный, который невидим для человека. Они становятся настолько холодными, что, даже оставаясь в своих гигантских размерах, не поддаются обнаружению. Так, в 19-м веке была обнаружена звезда, названная Эпсилон Возничего. При дальнейшем наблюдении астрономы заметили периодическое уменьшение и увеличение ее яркости. Когда появились более совершенные средства исследования, оказалось, что периодически красную звезду заслоняет ее парный компонент, который невозможно обнаружить невооруженным глазом.

Эволюция звезд

Источник

In astronomy, the main sequence is a continuous and distinctive band of stars that appears on plots of stellar color versus brightness. These color-magnitude plots are known as Hertzsprung–Russell diagrams after their co-developers, Ejnar Hertzsprung and Henry Norris Russell. Stars on this band are known as main-sequence stars or dwarf stars. These are the most numerous true stars in the universe and include the Sun.

After condensation and ignition of a star, it generates thermal energy in its dense core region through nuclear fusion of hydrogen into helium. During this stage of the star’s lifetime, it is located on the main sequence at a position determined primarily by its mass but also based on its chemical composition and age. The cores of main-sequence stars are in hydrostatic equilibrium, where outward thermal pressure from the hot core is balanced by the inward pressure of gravitational collapse from the overlying layers. The strong dependence of the rate of energy generation on temperature and pressure helps to sustain this balance. Energy generated at the core makes its way to the surface and is radiated away at the photosphere. The energy is carried by either radiation or convection, with the latter occurring in regions with steeper temperature gradients, higher opacity, or both.

The main sequence is sometimes divided into upper and lower parts, based on the dominant process that a star uses to generate energy. The Sun, along with main sequence stars below about 1.5 times the mass of the Sun (1.5 M_☉), primarily fuse hydrogen atoms together in a series of stages to form helium, a sequence called the proton–proton chain. Above this mass, in the upper main sequence, the nuclear fusion process mainly uses atoms of carbon, nitrogen, and oxygen as intermediaries in the CNO cycle that produces helium from hydrogen atoms. Main-sequence stars with more than two solar masses undergo convection in their core regions, which acts to stir up the newly created helium and maintain the proportion of fuel needed for fusion to occur. Below this mass, stars have cores that are entirely radiative with convective zones near the surface. With decreasing stellar mass, the proportion of the star forming a convective envelope steadily increases. Main-sequence stars below 0.4 M_☉ undergo convection throughout their mass. When core convection does not occur, a helium-rich core develops surrounded by an outer layer of hydrogen.

The more massive a star is, the shorter its lifespan on the main sequence. After the hydrogen fuel at the core has been consumed, the star evolves away from the main sequence on the HR diagram, into a supergiant, red giant, or directly to a white dwarf.

History[edit]

In the early part of the 20th century, information about the types and distances of stars became more readily available. The spectra of stars were shown to have distinctive features, which allowed them to be categorized. Annie Jump Cannon and Edward C. Pickering at Harvard College Observatory developed a method of categorization that became known as the Harvard Classification Scheme, published in the Harvard Annals in 1901.^[1]

In Potsdam in 1906, the Danish astronomer Ejnar Hertzsprung noticed that the reddest stars—classified as K and M in the Harvard scheme—could be divided into two distinct groups. These stars are either much brighter than the Sun or much fainter. To distinguish these groups, he called them «giant» and «dwarf» stars. The following year he began studying star clusters; large groupings of stars that are co-located at approximately the same distance. For these stars, he published the first plots of color versus luminosity. These plots showed a prominent and continuous sequence of stars, which he named the Main Sequence.^[2]

At Princeton University, Henry Norris Russell was following a similar course of research. He was studying the relationship between the spectral classification of stars and their actual brightness as corrected for distance—their absolute magnitude. For this purpose, he used a set of stars that had reliable parallaxes and many of which had been categorized at Harvard. When he plotted the spectral types of these stars against their absolute magnitude, he found that dwarf stars followed a distinct relationship. This allowed the real brightness of a dwarf star to be predicted with reasonable accuracy.^[3]

Of the red stars observed by Hertzsprung, the dwarf stars also followed the spectra-luminosity relationship discovered by Russell. However, giant stars are much brighter than dwarfs and so do not follow the same relationship. Russell proposed that «giant stars must have low density or great surface brightness, and the reverse is true of dwarf stars». The same curve also showed that there were very few faint white stars.^[3]

In 1933, Bengt Strömgren introduced the term Hertzsprung–Russell diagram to denote a luminosity-spectral class diagram.^[4] This name reflected the parallel development of this technique by both Hertzsprung and Russell earlier in the century.^[2]

As evolutionary models of stars were developed during the 1930s, it was shown that, for stars of uniform chemical composition, a relationship exists between a star’s mass and its luminosity and radius. That is, for a given mass and composition, there is a unique solution for determining the star’s radius and luminosity. This became known as the Vogt–Russell theorem; named after Heinrich Vogt and Henry Norris Russell. By this theorem, when a star’s chemical composition and its position on the main sequence are known, so too are the star’s mass and radius. (However, it was subsequently discovered that the theorem breaks down somewhat for stars of the non-uniform composition.)^[5]

A refined scheme for stellar classification was published in 1943 by William Wilson Morgan and Philip Childs Keenan.^[6] The MK classification assigned each star a spectral type—based on the Harvard classification—and a luminosity class. The Harvard classification had been developed by assigning a different letter to each star based on the strength of the hydrogen spectral line before the relationship between spectra and temperature was known. When ordered by temperature and when duplicate classes were removed, the spectral types of stars followed, in order of decreasing temperature with colors ranging from blue to red, the sequence O, B, A, F, G, K, and M. (A popular mnemonic for memorizing this sequence of stellar classes is «Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me».) The luminosity class ranged from I to V, in order of decreasing luminosity. Stars of luminosity class V belonged to the main sequence.^[7]

In April 2018, astronomers reported the detection of the most distant «ordinary» (i.e., main sequence) star, named Icarus (formally, MACS J1149 Lensed Star 1), at 9 billion light-years away from Earth.^[8]^[9]

Formation and evolution[edit]

Hot and brilliant O-type main-sequence stars in star-forming regions. These are all regions of star formation that contain many hot young stars including several bright stars of spectral type O.^[10]

When a protostar is formed from the collapse of a giant molecular cloud of gas and dust in the local interstellar medium, the initial composition is homogeneous throughout, consisting of about 70% hydrogen, 28% helium, and trace amounts of other elements, by mass.^[11] The initial mass of the star depends on the local conditions within the cloud. (The mass distribution of newly formed stars is described empirically by the initial mass function.)^[12] During the initial collapse, this pre-main-sequence star generates energy through gravitational contraction. Once sufficiently dense, stars begin converting hydrogen into helium and giving off energy through an exothermic nuclear fusion process.^[7]

When nuclear fusion of hydrogen becomes the dominant energy production process and the excess energy gained from gravitational contraction has been lost,^[13] the star lies along a curve on the Hertzsprung–Russell diagram (or HR diagram) called the standard main sequence. Astronomers will sometimes refer to this stage as «zero-age main sequence», or ZAMS.^[14]^[15] The ZAMS curve can be calculated using computer models of stellar properties at the point when stars begin hydrogen fusion. From this point, the brightness and surface temperature of stars typically increase with age.^[16]

A star remains near its initial position on the main sequence until a significant amount of hydrogen in the core has been consumed, then begins to evolve into a more luminous star. (On the HR diagram, the evolving star moves up and to the right of the main sequence.) Thus the main sequence represents the primary hydrogen-burning stage of a star’s lifetime.^[7]

Properties[edit]

The majority of stars on a typical HR diagram lie along the main-sequence curve. This line is pronounced because both the spectral type and the luminosity depends only on a star’s mass, at least to zeroth-order approximation, as long as it is fusing hydrogen at its core—and that is what almost all stars spend most of their «active» lives doing.^[17]

The temperature of a star determines its spectral type via its effect on the physical properties of plasma in its photosphere. A star’s energy emission as a function of wavelength is influenced by both its temperature and composition. A key indicator of this energy distribution is given by the color index, B − V, which measures the star’s magnitude in blue (B) and green-yellow (V) light by means of filters.^{[note 1]} This difference in magnitude provides a measure of a star’s temperature.

Dwarf terminology[edit]

Main-sequence stars are called dwarf stars,^[18]^[19] but this terminology is partly historical and can be somewhat confusing. For the cooler stars, dwarfs such as red dwarfs, orange dwarfs, and yellow dwarfs are indeed much smaller and dimmer than other stars of those colors. However, for hotter blue and white stars, the difference in size and brightness between so-called «dwarf» stars that are on the main sequence and so-called «giant» stars that are not, becomes smaller. For the hottest stars the difference is not directly observable and for these stars, the terms «dwarf» and «giant» refer to differences in spectral lines which indicate whether a star is on or off the main sequence. Nevertheless, very hot main-sequence stars are still sometimes called dwarfs, even though they have roughly the same size and brightness as the «giant» stars of that temperature.^[20]

The common use of «dwarf» to mean the main sequence is confusing in another way because there are dwarf stars that are not main-sequence stars. For example, a white dwarf is the dead core left over after a star has shed its outer layers, and is much smaller than a main-sequence star, roughly the size of Earth. These represent the final evolutionary stage of many main-sequence stars.^[21]

Parameters[edit]

Comparison of main sequence stars of each spectral class

By treating the star as an idealized energy radiator known as a black body, the luminosity L and radius R can be related to the effective temperature T_eff by the Stefan–Boltzmann law:

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

where σ is the Stefan–Boltzmann constant. As the position of a star on the HR diagram shows its approximate luminosity, this relation can be used to estimate its radius.^[22]

The mass, radius, and luminosity of a star are closely interlinked, and their respective values can be approximated by three relations. First is the Stefan–Boltzmann law, which relates the luminosity L, the radius R and the surface temperature T_eff. Second is the mass–luminosity relation, which relates the luminosity L and the mass M. Finally, the relationship between M and R is close to linear. The ratio of M to R increases by a factor of only three over 2.5 orders of magnitude of M. This relation is roughly proportional to the star’s inner temperature T_I, and its extremely slow increase reflects the fact that the rate of energy generation in the core strongly depends on this temperature, whereas it has to fit the mass-luminosity relation. Thus, a too-high or too-low temperature will result in stellar instability.

A better approximation is to take ε = L/M, the energy generation rate per unit mass, as ε is proportional to T_I¹⁵, where T_I is the core temperature. This is suitable for stars at least as massive as the Sun, exhibiting the CNO cycle, and gives the better fit R ∝ M^0.78.^[23]

Sample parameters[edit]

The table below shows typical values for stars along the main sequence. The values of luminosity (L), radius (R), and mass (M) are relative to the Sun—a dwarf star with a spectral classification of G2 V. The actual values for a star may vary by as much as 20–30% from the values listed below.^[24]

Table of main-sequence stellar parameters^[25]

Stellar class	Radius, R/`R`_☉	Mass, M/`M`_☉	Luminosity, L/`L`_☉	Temp. (K)	Examples^[26]
O2	12	100	800,000	50,000	BI 253
O6	09.8	035	180,000	38,000	Theta¹ Orionis C
B0	07.4	018	020,000	30,000	Phi¹ Orionis
B5	03.8	006.5	000,800	16,400	Pi Andromedae A
A0	02.5	003.2	000,080	10,800	Alpha Coronae Borealis A
A5	01.7	002.1	000,020	08,620	Beta Pictoris
F0	01.3	001.7	000,006	07,240	Gamma Virginis
F5	01.2	001.3	000,002.5	06,540	Eta Arietis
G0	01.05	001.10	000,001.26	05,920	Beta Comae Berenices
G2	01.00	001.00	000,001.00	05,780	Sun^{[note 2]}
G5	00.93	000.93	000,000.79	05,610	Alpha Mensae
K0	00.85	000.78	000,000.40	05,240	70 Ophiuchi A
K5	00.74	000.69	000,000.16	04,410	61 Cygni A^[27]
M0	00.51	000.60	000,000.072	03,800	Lacaille 8760
M5	00.18	000.15	000,000.0027	03,120	EZ Aquarii A
M8	00.11	000.08	000,000.0004	02,650	Van Biesbroeck’s star^[28]
L1	00.09	000.07	000,000.00017	02,200	2MASS J0523−1403

Energy generation[edit]

Logarithm of the relative energy output (ε) of proton–proton (PP), CNO and triple-α fusion processes at different temperatures (T). The dashed line shows the combined energy generation of the PP and CNO processes within a star. At the Sun’s core temperature, the PP process is more efficient.

All main-sequence stars have a core region where energy is generated by nuclear fusion. The temperature and density of this core are at the levels necessary to sustain the energy production that will support the remainder of the star. A reduction of energy production would cause the overlaying mass to compress the core, resulting in an increase in the fusion rate because of higher temperature and pressure. Likewise, an increase in energy production would cause the star to expand, lowering the pressure at the core. Thus the star forms a self-regulating system in hydrostatic equilibrium that is stable over the course of its main-sequence lifetime.^[29]

Main-sequence stars employ two types of hydrogen fusion processes, and the rate of energy generation from each type depends on the temperature in the core region. Astronomers divide the main sequence into upper and lower parts, based on which of the two is the dominant fusion process. In the lower main sequence, energy is primarily generated as the result of the proton–proton chain, which directly fuses hydrogen together in a series of stages to produce helium.^[30] Stars in the upper main sequence have sufficiently high core temperatures to efficiently use the CNO cycle (see chart). This process uses atoms of carbon, nitrogen, and oxygen as intermediaries in the process of fusing hydrogen into helium.

At a stellar core temperature of 18 million Kelvin, the PP process and CNO cycle are equally efficient, and each type generates half of the star’s net luminosity. As this is the core temperature of a star with about 1.5 M_☉, the upper main sequence consists of stars above this mass. Thus, roughly speaking, stars of spectral class F or cooler belong to the lower main sequence, while A-type stars or hotter are upper main-sequence stars.^[16] The transition in primary energy production from one form to the other spans a range difference of less than a single solar mass. In the Sun, a one solar-mass star, only 1.5% of the energy is generated by the CNO cycle.^[31] By contrast, stars with 1.8 M_☉ or above generate almost their entire energy output through the CNO cycle.^[32]

The observed upper limit for a main-sequence star is 120–200 M_☉.^[33] The theoretical explanation for this limit is that stars above this mass can not radiate energy fast enough to remain stable, so any additional mass will be ejected in a series of pulsations until the star reaches a stable limit.^[34] The lower limit for sustained proton-proton nuclear fusion is about 0.08 M_☉ or 80 times the mass of Jupiter.^[30] Below this threshold are sub-stellar objects that can not sustain hydrogen fusion, known as brown dwarfs.^[35]

Structure[edit]

This diagram shows a cross-section of a Sun-like star, showing the internal structure.

Because there is a temperature difference between the core and the surface, or photosphere, energy is transported outward. The two modes for transporting this energy are radiation and convection. A radiation zone, where energy is transported by radiation, is stable against convection and there is very little mixing of the plasma. By contrast, in a convection zone the energy is transported by bulk movement of plasma, with hotter material rising and cooler material descending. Convection is a more efficient mode for carrying energy than radiation, but it will only occur under conditions that create a steep temperature gradient.^[29]^[36]

In massive stars (above 10 M_☉)^[37] the rate of energy generation by the CNO cycle is very sensitive to temperature, so the fusion is highly concentrated at the core. Consequently, there is a high temperature gradient in the core region, which results in a convection zone for more efficient energy transport.^[30] This mixing of material around the core removes the helium ash from the hydrogen-burning region, allowing more of the hydrogen in the star to be consumed during the main-sequence lifetime. The outer regions of a massive star transport energy by radiation, with little or no convection.^[29]

Intermediate-mass stars such as Sirius may transport energy primarily by radiation, with a small core convection region.^[38] Medium-sized, low-mass stars like the Sun have a core region that is stable against convection, with a convection zone near the surface that mixes the outer layers. This results in a steady buildup of a helium-rich core, surrounded by a hydrogen-rich outer region. By contrast, cool, very low-mass stars (below 0.4 M_☉) are convective throughout.^[12] Thus the helium produced at the core is distributed across the star, producing a relatively uniform atmosphere and a proportionately longer main-sequence lifespan.^[29]

Luminosity-color variation[edit]

The Sun is the most familiar example of a main-sequence star

As non-fusing helium ash accumulates in the core of a main-sequence star, the reduction in the abundance of hydrogen per unit mass results in a gradual lowering of the fusion rate within that mass. Since it is the outflow of fusion-supplied energy that supports the higher layers of the star, the core is compressed, producing higher temperatures and pressures. Both factors increase the rate of fusion thus moving the equilibrium towards a smaller, denser, hotter core producing more energy whose increased outflow pushes the higher layers further out. Thus there is a steady increase in the luminosity and radius of the star over time.^[16] For example, the luminosity of the early Sun was only about 70% of its current value.^[39] As a star ages this luminosity increase changes its position on the HR diagram. This effect results in a broadening of the main sequence band because stars are observed at random stages in their lifetime. That is, the main sequence band develops a thickness on the HR diagram; it is not simply a narrow line.^[40]

Other factors that broaden the main sequence band on the HR diagram include uncertainty in the distance to stars and the presence of unresolved binary stars that can alter the observed stellar parameters. However, even perfect observation would show a fuzzy main sequence because mass is not the only parameter that affects a star’s color and luminosity. Variations in chemical composition caused by the initial abundances, the star’s evolutionary status,^[41] interaction with a close companion,^[42] rapid rotation,^[43] or a magnetic field can all slightly change a main-sequence star’s HR diagram position, to name just a few factors. As an example, there are metal-poor stars (with a very low abundance of elements with higher atomic numbers than helium) that lie just below the main sequence and are known as subdwarfs. These stars are fusing hydrogen in their cores and so they mark the lower edge of the main sequence fuzziness caused by variance in chemical composition.^[44]

A nearly vertical region of the HR diagram, known as the instability strip, is occupied by pulsating variable stars known as Cepheid variables. These stars vary in magnitude at regular intervals, giving them a pulsating appearance. The strip intersects the upper part of the main sequence in the region of class A and F stars, which are between one and two solar masses. Pulsating stars in this part of the instability strip intersecting the upper part of the main sequence are called Delta Scuti variables. Main-sequence stars in this region experience only small changes in magnitude, so this variation is difficult to detect.^[45] Other classes of unstable main-sequence stars, like Beta Cephei variables, are unrelated to this instability strip.

Lifetime[edit]

This plot gives an example of the mass-luminosity relationship for zero-age main-sequence stars. The mass and luminosity are relative to the present-day Sun.

The total amount of energy that a star can generate through nuclear fusion of hydrogen is limited by the amount of hydrogen fuel that can be consumed at the core. For a star in equilibrium, the thermal energy generated at the core must be at least equal to the energy radiated at the surface. Since the luminosity gives the amount of energy radiated per unit time, the total life span can be estimated, to first approximation, as the total energy produced divided by the star’s luminosity.^[46]

For a star with at least 0.5 M_☉, when the hydrogen supply in its core is exhausted and it expands to become a red giant, it can start to fuse helium atoms to form carbon. The energy output of the helium fusion process per unit mass is only about a tenth the energy output of the hydrogen process, and the luminosity of the star increases.^[47] This results in a much shorter length of time in this stage compared to the main-sequence lifetime. (For example, the Sun is predicted to spend 130 million years burning helium, compared to about 12 billion years burning hydrogen.)^[48] Thus, about 90% of the observed stars above 0.5 M_☉ will be on the main sequence.^[49] On average, main-sequence stars are known to follow an empirical mass–luminosity relationship.^[50] The luminosity (L) of the star is roughly proportional to the total mass (M) as the following power law:

${displaystyle L propto M^{3.5}}$

This relationship applies to main-sequence stars in the range 0.1–50 M_☉.^[51]

The amount of fuel available for nuclear fusion is proportional to the mass of the star. Thus, the lifetime of a star on the main sequence can be estimated by comparing it to solar evolutionary models. The Sun has been a main-sequence star for about 4.5 billion years and it will become a red giant in 6.5 billion years,^[52] for a total main-sequence lifetime of roughly 10¹⁰ years. Hence:^[53]

${displaystyle tau _{text{MS}}approx 10^{10}{text{years}}left[{frac {M}{M_{bigodot }}}right]left[{frac {L_{bigodot }}{L}}right]=10^{10}{text{years}}left[{frac {M}{M_{bigodot }}}right]^{-2.5}}$

where M and L are the mass and luminosity of the star, respectively, ${displaystyle M_{bigodot }}$ is a solar mass, $L_{bigodot }$ is the solar luminosity and ${displaystyle tau _{text{MS}}}$ is the star’s estimated main-sequence lifetime.

Although more massive stars have more fuel to burn and might intuitively be expected to last longer, they also radiate a proportionately greater amount with increased mass. This is required by the stellar equation of state; for a massive star to maintain equilibrium, the outward pressure of radiated energy generated in the core not only must but will rise to match the titanic inward gravitational pressure of its envelope. Thus, the most massive stars may remain on the main sequence for only a few million years, while stars with less than a tenth of a solar mass may last for over a trillion years.^[54]

The exact mass-luminosity relationship depends on how efficiently energy can be transported from the core to the surface. A higher opacity has an insulating effect that retains more energy at the core, so the star does not need to produce as much energy to remain in hydrostatic equilibrium. By contrast, a lower opacity means energy escapes more rapidly and the star must burn more fuel to remain in equilibrium.^[55] A sufficiently high opacity can result in energy transport via convection, which changes the conditions needed to remain in equilibrium.^[16]

In high-mass main-sequence stars, the opacity is dominated by electron scattering, which is nearly constant with increasing temperature. Thus the luminosity only increases as the cube of the star’s mass.^[47] For stars below 10 M_☉, the opacity becomes dependent on temperature, resulting in the luminosity varying approximately as the fourth power of the star’s mass.^[51] For very low-mass stars, molecules in the atmosphere also contribute to the opacity. Below about 0.5 M_☉, the luminosity of the star varies as the mass to the power of 2.3, producing a flattening of the slope on a graph of mass versus luminosity. Even these refinements are only an approximation, however, and the mass-luminosity relation can vary depending on a star’s composition.^[12]

Evolutionary tracks[edit]

Evolutionary track of a star like the sun

When a main-sequence star has consumed the hydrogen at its core, the loss of energy generation causes its gravitational collapse to resume and the star evolves off the main sequence. The path which the star follows across the HR diagram is called an evolutionary track.^[56]

H–R diagram for two open clusters: NGC 188 (blue) is older and shows a lower turn off from the main sequence than M67 (yellow). The dots outside the two sequences are mostly foreground and background stars with no relation to the clusters.

Stars with less than 0.23 M_☉^[57] are predicted to directly become white dwarfs when energy generation by nuclear fusion of hydrogen at their core comes to a halt, but stars in this mass range have main-sequence lifetimes longer than the current age of the universe, so no stars are old enough for this to have occurred.

In stars more massive than 0.23 M_☉, the hydrogen surrounding the helium core reaches sufficient temperature and pressure to undergo fusion, forming a hydrogen-burning shell and causing the outer layers of the star to expand and cool. The stage as these stars move away from the main sequence is known as the subgiant branch; it is relatively brief and appears as a gap in the evolutionary track since few stars are observed at that point.

When the helium core of low-mass stars becomes degenerate, or the outer layers of intermediate-mass stars cool sufficiently to become opaque, their hydrogen shells increase in temperature and the stars start to become more luminous. This is known as the red-giant branch; it is a relatively long-lived stage and it appears prominently in H–R diagrams. These stars will eventually end their lives as white dwarfs.^[58]^[59]

The most massive stars do not become red giants; instead, their cores quickly become hot enough to fuse helium and eventually heavier elements and they are known as supergiants. They follow approximately horizontal evolutionary tracks from the main sequence across the top of the H–R diagram. Supergiants are relatively rare and do not show prominently on most H–R diagrams. Their cores will eventually collapse, usually leading to a supernova and leaving behind either a neutron star or black hole.^[60]

When a cluster of stars is formed at about the same time, the main-sequence lifespan of these stars will depend on their individual masses. The most massive stars will leave the main sequence first, followed in sequence by stars of ever lower masses. The position where stars in the cluster are leaving the main sequence is known as the turnoff point. By knowing the main-sequence lifespan of stars at this point, it becomes possible to estimate the age of the cluster.^[61]

Notes[edit]

^ By measuring the difference between these values, eliminates the need to correct the magnitudes for distance. However, this can be affected by interstellar extinction.
^ The Sun is a typical type G2V star.

References[edit]

^ Longair, Malcolm S. (2006). The Cosmic Century: A History of Astrophysics and Cosmology. Cambridge University Press. pp. 25–26. ISBN 978-0-521-47436-8.
^ ^a ^b Brown, Laurie M.; Pais, Abraham; Pippard, A. B., eds. (1995). Twentieth Century Physics. Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics. p. 1696. ISBN 978-0-7503-0310-1. OCLC 33102501.
^ ^a ^b Russell, H. N. (1913). ««Giant» and «dwarf» stars». The Observatory. 36: 324–329. Bibcode:1913Obs….36..324R.
^ Strömgren, Bengt (1933). «On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram». Zeitschrift für Astrophysik. 7: 222–248. Bibcode:1933ZA……7..222S.
^ Schatzman, Evry L.; Praderie, Francoise (1993). The Stars. Springer. pp. 96–97. ISBN 978-3-540-54196-7.
^ Morgan, W. W.; Keenan, P. C.; Kellman, E. (1943). An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification. Chicago, Illinois: The University of Chicago press. Retrieved 2008-08-12.
^ ^a ^b ^c Unsöld, Albrecht (1969). The New Cosmos. Springer-Verlag New York Inc. p. 268. ISBN 978-0-387-90886-1.
^ Kelly, Patrick L.; et al. (2 April 2018). «Extreme magnification of an individual star at redshift 1.5 by a galaxy-cluster lens». Nature. 2 (4): 334–342. arXiv:1706.10279. Bibcode:2018NatAs…2..334K. doi:10.1038/s41550-018-0430-3. S2CID 125826925.
^ Howell, Elizabeth (2 April 2018). «Rare Cosmic Alignment Reveals Most Distant Star Ever Seen». Space.com. Retrieved 2 April 2018.
^ «The Brightest Stars Don’t Live Alone». ESO Press Release. Retrieved 27 July 2012.
^ Gloeckler, George; Geiss, Johannes (2004). «Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions». Advances in Space Research. 34 (1): 53–60. Bibcode:2004AdSpR..34…53G. doi:10.1016/j.asr.2003.02.054.
^ ^a ^b ^c Kroupa, Pavel (2002). «The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems». Science. 295 (5552): 82–91. arXiv:astro-ph/0201098. Bibcode:2002Sci…295…82K. doi:10.1126/science.1067524. PMID 11778039. S2CID 14084249. Retrieved 2007-12-03.
^ Schilling, Govert (2001). «New Model Shows Sun Was a Hot Young Star». Science. 293 (5538): 2188–2189. doi:10.1126/science.293.5538.2188. PMID 11567116. S2CID 33059330. Retrieved 2007-02-04.
^ «Zero Age Main Sequence». The SAO Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University. Retrieved 2007-12-09.
^ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D. (1999), Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Astronomy and Astrophysics Library, Springer Science & Business Media, p. 39, ISBN 978-0387941387
^ ^a ^b ^c ^d Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-10953-4.
^ «Main Sequence Stars». Australia Telescope Outreach and Education. Archived from the original on 2021-11-25.
^ Harding E. Smith (21 April 1999). «The Hertzsprung-Russell Diagram». Gene Smith’s Astronomy Tutorial. Center for Astrophysics & Space Sciences, University of California, San Diego. Retrieved 2009-10-29.
^ Richard Powell (2006). «The Hertzsprung Russell Diagram». An Atlas of the Universe. Retrieved 2009-10-29.
^ Moore, Patrick (2006). The Amateur Astronomer. Springer. ISBN 978-1-85233-878-7.
^ «White Dwarf». COSMOS—The SAO Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University. Retrieved 2007-12-04.
^ «Origin of the Hertzsprung-Russell Diagram». University of Nebraska. Retrieved 2007-12-06.
^ «A course on stars’ physical properties, formation and evolution» (PDF). University of St. Andrews. Retrieved 2010-05-18.
^ Siess, Lionel (2000). «Computation of Isochrones». Institut d’astronomie et d’astrophysique, Université libre de Bruxelles. Archived from the original on 2014-01-10. Retrieved 2007-12-06.—Compare, for example, the model isochrones generated for a ZAMS of 1.1 solar masses. This is listed in the table as 1.26 times the solar luminosity. At metallicity Z=0.01 the luminosity is 1.34 times solar luminosity. At metallicity Z=0.04 the luminosity is 0.89 times the solar luminosity.
^ Zombeck, Martin V. (1990). Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (2nd ed.). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-34787-7. Retrieved 2007-12-06.
^ «SIMBAD Astronomical Database». Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2008-11-21.
^ Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike (2005). «Stars within 15 Parsecs: Abundances for a Northern Sample». The Astronomical Journal. 129 (2): 1063–1083. Bibcode:2005AJ….129.1063L. doi:10.1086/427250.
^ Staff (1 January 2008). «List of the Nearest Hundred Nearest Star Systems». Research Consortium on Nearby Stars. Archived from the original on 13 May 2012. Retrieved 2008-08-12.
^ ^a ^b ^c ^d Brainerd, Jerome James (16 February 2005). «Main-Sequence Stars». The Astrophysics Spectator. Retrieved 2007-12-04.
^ ^a ^b ^c Karttunen, Hannu (2003). Fundamental Astronomy. Springer. ISBN 978-3-540-00179-9.
^ Bahcall, John N.; Pinsonneault, M. H.; Basu, Sarbani (2003). «Solar Models: Current Epoch and Time Dependences, Neutrinos, and Helioseismological Properties». The Astrophysical Journal. 555 (2): 990–1012. arXiv:astro-ph/0212331. Bibcode:2001ApJ…555..990B. doi:10.1086/321493. S2CID 13798091.
^ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley and Sons. p. 128. ISBN 978-0-470-09220-0.
^ Oey, M. S.; Clarke, C. J. (2005). «Statistical Confirmation of a Stellar Upper Mass Limit». The Astrophysical Journal. 620 (1): L43–L46. arXiv:astro-ph/0501135. Bibcode:2005ApJ…620L..43O. doi:10.1086/428396. S2CID 7280299.
^ Ziebarth, Kenneth (1970). «On the Upper Mass Limit for Main-Sequence Stars». Astrophysical Journal. 162: 947–962. Bibcode:1970ApJ…162..947Z. doi:10.1086/150726.
^ Burrows, Adam; Hubbard, William B.; Saumon, Didier; Lunine, Jonathan I. (1993). «An expanded set of brown dwarf and very low mass star models». Astrophysical Journal. 406 (1): 158–71. Bibcode:1993ApJ…406..158B. doi:10.1086/172427.
^ Aller, Lawrence H. (1991). Atoms, Stars, and Nebulae. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-31040-6.
^ Bressan, A. G.; Chiosi, C.; Bertelli, G. (1981). «Mass loss and overshooting in massive stars». Astronomy and Astrophysics. 102 (1): 25–30. Bibcode:1981A&A…102…25B.
^ Lochner, Jim; Gibb, Meredith; Newman, Phil (6 September 2006). «Stars». NASA. Archived from the original on 2014-11-19. Retrieved 2007-12-05.
^ Gough, D. O. (1981). «Solar interior structure and luminosity variations». Solar Physics. 74 (1): 21–34. Bibcode:1981SoPh…74…21G. doi:10.1007/BF00151270. S2CID 120541081.
^ Padmanabhan, Thanu (2001). Theoretical Astrophysics. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-56241-6.
^ Wright, J. T. (2004). «Do We Know of Any Maunder Minimum Stars?». The Astronomical Journal. 128 (3): 1273–1278. arXiv:astro-ph/0406338. Bibcode:2004AJ….128.1273W. doi:10.1086/423221. S2CID 118975831. Retrieved 2007-12-06.
^ Tayler, Roger John (1994). The Stars: Their Structure and Evolution. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-45885-6.
^ Sweet, I. P. A.; Roy, A. E. (1953). «The structure of rotating stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 113 (6): 701–715. Bibcode:1953MNRAS.113..701S. doi:10.1093/mnras/113.6.701.
^ Burgasser, Adam J.; Kirkpatrick, J. Davy; Lépine, Sébastien (5–9 July 2004). Spitzer Studies of Ultracool Subdwarfs: Metal-poor Late-type M, L and T Dwarfs. Proceedings of the 13th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems and the Sun. Hamburg, Germany: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. p. 237. Bibcode:2005ESASP.560..237B. Retrieved 2007-12-06.
^ Green, S. F.; Jones, Mark Henry; Burnell, S. Jocelyn (2004). An Introduction to the Sun and Stars. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-54622-5.
^ Richmond, Michael W. (10 November 2004). «Stellar evolution on the main sequence». Rochester Institute of Technology. Retrieved 2007-12-03.
^ ^a ^b Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-65937-6.
^ Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert (May 2008). «Distant future of the Sun and Earth revisited». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155–163. arXiv:0801.4031. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. S2CID 10073988.
^ Arnett, David (1996). Supernovae and Nucleosynthesis: An Investigation of the History of Matter, from the Big Bang to the Present. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-01147-9.—Hydrogen fusion produces 8×10¹⁴ J/kg while helium fusion produces 8×10¹³ J/kg.
^ For a detailed historical reconstruction of the theoretical derivation of this relationship by Eddington in 1924, see: Lecchini, Stefano (2007). How Dwarfs Became Giants. The Discovery of the Mass-Luminosity Relation. Bern Studies in the History and Philosophy of Science. ISBN 978-3-9522882-6-9.
^ ^a ^b Rolfs, Claus E.; Rodney, William S. (1988). Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-72457-7.
^ Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E. (November 1993). «Our Sun. III. Present and Future». Astrophysical Journal. 418: 457–468. Bibcode:1993ApJ…418..457S. doi:10.1086/173407.
^ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D. (1994). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution. Birkhäuser. p. 28. ISBN 978-0-387-94138-7.
^ Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (1997). «The End of the Main Sequence». The Astrophysical Journal. 482 (1): 420–432. Bibcode:1997ApJ…482..420L. doi:10.1086/304125.
^ Imamura, James N. (7 February 1995). «Mass-Luminosity Relationship». University of Oregon. Archived from the original on 14 December 2006. Retrieved 8 January 2007.
^ Icko Iben (29 November 2012). Stellar Evolution Physics. Cambridge University Press. pp. 1481–. ISBN 978-1-107-01657-6.
^ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (April 1997). «A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects». Reviews of Modern Physics. 69 (2): 337–372. arXiv:astro-ph/9701131. Bibcode:1997RvMP…69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID 12173790.
^ Staff (12 October 2006). «Post-Main Sequence Stars». Australia Telescope Outreach and Education. Archived from the original on 20 January 2013. Retrieved 2008-01-08.
^ Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). «Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M_sun, and from Z=0.0004 to 0.03″. Astronomy and Astrophysics Supplement. 141 (3): 371–383. arXiv:astro-ph/9910164. Bibcode:2000A&AS..141..371G. doi:10.1051/aas:2000126. S2CID 14566232.
^ Sitko, Michael L. (24 March 2000). «Stellar Structure and Evolution». University of Cincinnati. Archived from the original on 26 March 2005. Retrieved 2007-12-05.
^ Krauss, Lawrence M.; Chaboyer, Brian (2003). «Age Estimates of Globular Clusters in the Milky Way: Constraints on Cosmology». Science. 299 (5603): 65–69. Bibcode:2003Sci…299…65K. doi:10.1126/science.1075631. PMID 12511641. S2CID 10814581.

Задача

1) У звезд средних масс (0,5 < M/M_☉ < 10) давление обусловлено давлением газа P = νRT ~ ρT, а непрозрачность (для фотонов) вызвана томсоновским рассеянием на свободных электронах, из-за чего коэффициент непрозрачности постоянен: κ = const. Найдите зависимость светимости таких звезд от их массы. Оцените светимость звезды, которая в 10 раз массивнее Солнца (относительно светимости Солнца).

2) У маломассивных звезд, давление все еще обусловлено давлением газа, а коэффициент непрозрачности определяется в основном другими рассеяниями и задается приближением Крамерса: κ ~ ρ/T^7/2. Решите ту же задачу для маломассивных звезд, оценив светимость звезды, которая в 10 раз легче Солнца.

3) У массивных звезд с массой больше нескольких десятков масс Солнца коэффициент непрозрачности обусловлен только томсоновскими рассеяниями (κ = const), тогда как давление обусловлено давлением фотонов, а не газа (P ~ T⁴). Найдите зависимость светимости от массы для таких звезд, и оцените светимость звезды, которая в 100 раз массивнее Солнца (будьте осторожны, с Солнцем здесь сравнивать нельзя, нужно сделать промежуточный шаг).

Подсказка 1

Приняв, что M ~ ρR³, воспользуйтесь приближенными выражениями для светимости и давления, а также выражением для плотности и коэффициента непрозрачности, чтобы избавиться от ρ. Характерная температура T везде одинаковая, как уже отмечалось выше, поэтому ее можно также везде опустить.

Подсказка 2

В последнем пункте для звезд солнечных масс одна зависимость, а для тяжелых — другая, поэтому сразу сравнивать с Солнцем нельзя. Вместо этого вначале посчитайте светимость для какой-нибудь промежуточной массы (например, 10 масс Солнца) по формуле для звезд средних масс, затем, используя формулу для массивных звезд, найдите светимость звезды в 100 раз тяжелее Солнца.

Решение

Для звезд, у которых давление, противодействующее гравитации, обеспечивается давлением идеального газа P ~ ρT, можно написать P ~ Mρ/R ~ ρ (приняв T за константу). Таким образом, для таких звезд получим, что M ~ R, чем мы и воспользуемся ниже.

Заметьте, что это выражение говорит о том, что звезда, которая в 10 раз массивнее Солнца, имеет примерно в 10 раз больший радиус.

1) Приняв κ и T за константы, а также положив ρ ~ M/R³ и воспользовавшись полученным выше соотношением, получим для звезд средних масс L ~ M³. Это означает, что звезда в 10 раз массивнее Солнце будет излучать энергии в 1000 раз больше за единицу времени (при радиусе превосходящем солнечный всего в 10 раз).

2) С другой стороны, для маломассивных звезд, приняв κ ~ ρ/T^7/2 (T — все так же константа), имеем L ~ M⁵. То есть звезда, которая в 10 раз менее массивна чем Солнце, имеет светимость в 100 000 раз меньше солнечной (опять же, при радиусе меньше всего в 10 раз).

3) Для самых массивных звезд соотношение M ~ R уже не работает. Так как давление обеспечено давлением фотонов, P ~ Mρ/r ~ T⁴ ~ const. Таким образом, M ~ R², и L ~ M. С Солнцем сразу сравнивать нельзя, так как для звезд солнечных масс действует другая зависимость. Но мы уже выяснили, что звезда в 10 раз массивнее Солнца имеет светимость в 1000 раз больше. С такой звездой сравнить можно, это дает, что звезда в 100 раз массивнее Солнца, излучает примерно в 10 000 раз больше энергии за единицу времени. Все это и обуславливает форму кривой главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Рассела (рис. 1).

Послесловие

В качестве упражнения давайте также оценим наклон кривой главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Для простоты рассмотрим случай L ~ M⁴ — средний вариант между двумя, рассмотренными в решении.

По определению, эффективная температура («температура» поверхности) это

[ sigma T_{mathrm eff}^4=frac{L}{4pi R^2}, ]

где σ — некоторая постоянная. Учитывая, что M ~ R (как мы находили выше), имеем для звезд главной последовательности (в среднем) (Lsim T_{rm eff}^8 ). То есть температура поверхности звезды, которая в 10 раз массивнее Солнца (и светит в 1000 раз интенсивнее), будет 15 000 К, а у звезды с массой в 10 раз меньше солнечной (которая светит в 100 000 раз менее интенсивно) — примерно 1500 К.

Подведем итог. В недрах звезд главной последовательности происходит «нагрев» с помощью термоядерного горения водорода. Такое горение является источником энергии, которой хватает на триллионы лет самым легким звездам, на миллиарды лет звездам солнечных масс и на миллионы лет самым тяжелым.

Эта энергия трансформируется в кинетическую энергию газа и энергию фотонов, которые, взаимодействуя друг с другом, переносят эту энергию на поверхность, а также обеспечивают достаточное давление для противодействия гравитационному сжатию звезды. (Но у самых легких звезд (M < 0,5M_☉) и тяжелых (M > 3M_☉) перенос также происходит с помощью конвекции.)

На каждой из диаграмм на рис. 3 изображены звезды из одного скопления, потому что звезды из одного и того же скопления предположительно были образованы в одно и то же время. На средней диаграмме показаны звезды скопления Плеяды. Как видно, скопление все еще очень молодое (его возраст оценивают в 75–150 млн нет), и основная часть звезд находится на главной последовательности.

На левой диаграмме изображено еще только сформировавшееся скопление (возрастом до 5 млн лет), в котором большинство звезд еще даже не «родилось» (если рождением считать вступление на главную последовательность). Эти звезды очень яркие, так как основная часть их энергии обусловлена не термоядерными реакциями, а гравитационным сжатием. Фактически, они все еще сжимаются, двигаясь постепенно вниз по диаграмме Герцшпрунга — Рассела (как показано стрелкой), пока температура в центре не вырастет достаточно, чтобы запустить эффективные термоядерные реакции. Тогда звезда окажется на главной последовательности (черная линия на диаграмме) и будет находиться там какое-то время. Стоит также отметить, что самые тяжелые звезды (M > 6M_☉) рождаются уже на главной последовательности, то есть когда они формируются температура, в центре уже достаточно высокая, чтобы инициировать термоядерное горение водорода. Из-за этого тяжелых протозвезд (слева) на диаграмме мы не видим.

На правой диаграмме показано старое скопление (возрастом 12,7 млрд лет). Видно, что большая часть звезд уже покинуло главную последовательность, двигаясь «вверх» по диаграмме и становясь красными гигантами. Более подробно про это, а также горизонтальную ветвь мы поговорим в другой раз. Однако здесь стоит отметить, что самые тяжелые звезды покидают главную последовательность раньше всех (мы уже отмечали, что за большую светимость приходится платить короткой жизнью), тогда как самые легкие звезды (справа от главной последовательности) продолжают находиться на ней. Таким образом, если для скопления известна «точка перегиба» — то место, где обрывается главная последовательность и начинается ветвь гигантов, можно достаточно точно оценить, сколько лет назад звезды сформировались, то есть найти возраст скопления. Поэтому диаграмма Герцшпрунга-Рассела приносит и пользу для идентификации очень молодых и очень старых скоплений звезд.

Источник

Что такое главная последовательность диаграммы Герцшпрунга — Рессела

Теория скользящей эволюции звезд

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

Красные гиганты и… инфракрасные гиганты

Что такое главная последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рассела

Теория скользящей эволюции звезд

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

Красные гиганты и инфракрасные гиганты

История параллельного открытия

Жизненный путь звезд

Что такое последовательность звезд?

Основные положения скользящей эволюции звезд

Исключения из главной последовательности

Красные гиганты

Красные карлики

Белые карлики

Инфракрасные гиганты

History[edit]

Formation and evolution[edit]

Properties[edit]

Dwarf terminology[edit]

Parameters[edit]

Sample parameters[edit]

Energy generation[edit]

Structure[edit]

Luminosity-color variation[edit]

Lifetime[edit]

Evolutionary tracks[edit]

See also[edit]

Notes[edit]

References[edit]

Further reading[edit]

General[edit]

Technical[edit]

Задача

Подсказка 1

Подсказка 2

Решение

Послесловие