Huvudsekvens

Huvudsekvensen  är scenen av stjärnevolution , såväl som området på Hertzsprung-Russell-diagrammet som bildas av stjärnor i detta skede, och motsvarande ljusstyrka klassificerar .

Stjärnor kommer in i huvudsekvensen efter protostjärnstadiet  - när deras enda energikälla är termonukleära reaktioner av heliumfusion från väte som pågår i kärnan. Vid denna tidpunkt anses stjärnans ålder vara noll och den är på den så kallade initiala huvudsekvensen. När väte förbrukas blir stjärnan något ljusare, rör sig bort från den ursprungliga huvudsekvensen, och när det inte finns något väte kvar i kärnan lämnar stjärnan slutligen huvudsekvensen, och hur detta sker beror på stjärnans massa. Men i vilket fall som helst varar de ytterligare stadierna av evolutionen mycket mindre än huvudsekvensens skede, och som ett resultat hör den stora majoriteten av stjärnorna i universum , inklusive solen , till huvudsekvensen. Planetsystem av lågmassa huvudsekvensstjärnor är av intresse i sökandet efter beboeliga planeter  på grund av deras långa existens och stabila storlek på den beboeliga zonen .

Huvudsekvensen upptäcktes och beskrevs först i början av 1900-talet i flera oberoende verk, i vilka spektrum-luminositetsdiagrammet byggdes. I mitten av 1900-talet klargjordes huvudsekvensstjärnornas natur och utveckling.

I Hertzsprung-Russell-diagrammet löper huvudsekvensen diagonalt från det övre vänstra hörnet (hög ljusstyrka , blå) till det nedre högra hörnet (låg ljusstyrka, röd). Sålunda är massorna, storlekarna, temperaturerna och ljusstyrkorna för huvudsekvensstjärnor nära besläktade med varandra och ligger inom ett ganska brett område.

Egenskaper

Grundläggande egenskaper

Ljusstyrkorna, radierna och temperaturen för huvudsekvensstjärnor varierar över ett ganska brett område: det finns ljusstyrkor från 10 −4 till 10 6 L ⊙ (och absoluta magnituder från −6 m till +16 m [1] ), radier från 0,1 till mer än 10 R ⊙ , temperaturer — från 3 till 50 tusen K [2] [3] . Dessa kvantiteter är emellertid nära besläktade, vilket gör att huvudsekvensstjärnorna på Hertzsprung-Russell-diagrammet upptar ett nästan diagonalt band som går från klarblå stjärnor till svagt röda [4] . Huvudsekvensstjärnor har en ljusstyrkaklass V [5] . 90 % av alla stjärnor, inklusive solen , tillhör huvudsekvensen, vilket beror på den långa varaktigheten av detta utvecklingsstadium (se nedan ) [6] .

Ovanstående parametrar bestäms i första hand av stjärnans massa. De påverkas också av andra egenskaper hos stjärnan, men i mycket mindre utsträckning än massan (se nedan ) [7] . Om vi ​​betraktar stjärnan som en helt svart kropp , så är dess ljusstyrka proportionell mot kvadraten av radien och fjärde potensen av den effektiva temperaturen enligt Stefan-Boltzmanns lag [6] :

var  är Stefan-Boltzmanns konstant . Denna lag gäller alla stjärnor, inte bara huvudsekvensstjärnor. För huvudsekvensstjärnor är massan och ljusstyrkan relaterade med samma namnrelation : teoretiskt kan den uppskattas som , där den för riktiga stjärnor kan ta värden från 1 till 5 i olika massintervall [8] . Förhållandet mellan massan och radien för en stjärna beskrivs ofta av ett liknande förhållande - , där det tar värden högst 1 i olika massintervall [9] , men ibland uppskattas detta förhållande av mer komplexa funktioner [10] .

Det visar sig i alla fall att alla fyra parametrarna är nära besläktade. Teoretiska massgränser begränsar intervallet för andra stjärnparametrar. Den maximala massan för stabila stjärnor är cirka 120 M ⊙ . Även om mer massiva stjärnor är kända, visar de sig vara instabila, pulserar och förlorar massa, vilket skjuter ut materia i yttre rymden tills de blir stabila [11] . Den nedre massagränsen är cirka 0,08 M ​​⊙ : vid en lägre massa kan en stjärna inte stödja förbränning av väte i sitt inre och är en brun dvärg , inte en stjärna [12] .

Under bildandet är huvudsekvensstjärnor homogena och består huvudsakligen av väte (ca 91% av antalet partiklar, 75% av vikten) och helium (ca 9% av antalet partiklar, 25% av vikten) - deras sammansättning är nära till det interstellära mediet [13 ] [14] [15] . Dessutom innehåller dessa stjärnor en liten mängd tyngre grundämnen [16] . Med tiden ökar andelen helium i centrum på grund av pågående termonukleära reaktioner [17] .

Huvudsekvensstjärnor brukar kallas " dvärgar " oavsett deras storlek [18]  - till exempel är solen en gul dvärg . Skillnaden från jättestjärnor i ljusstyrka kan dock spåras endast för stjärnor av sena spektraltyper. Huvudsekvensstjärnor av klasserna O , B , A och F på Hertzsprung-Russell-diagrammet är belägna nästan på samma plats som jättarna av dessa spektraltyper [1] [19] . Dessutom hör inte alla stjärnor som kallas dvärgar till huvudsekvensen: till exempel är vita dvärgar eller bruna dvärgar inte huvudsekvensstjärnor [20] .

Variationer i temperatur och ljusstyrka

Vid förbränning av väte i stjärnornas kärna bildas helium, med vilket inga termonukleära reaktioner äger rum under den period då stjärnan befinner sig i huvudsekvensstadiet . Det finns mindre väte kvar i kärnan, varför stjärnan tvingas att gradvis dra ihop sig för att kompensera för nedgången i reaktionshastigheten. Detta ökar trycket i kärnan, och följaktligen kraften i energifrigöringen och stjärnans ljusstyrka [21] . Således ändrar stjärnan sin position på Hertzsprung-Russell-diagrammet även när den är på huvudsekvensen, innan den lämnar den [22] . Till exempel, för 4,5 miljarder år sedan , hade solen , redan en huvudsekvensstjärna, en ljusstyrka på cirka 70 % av dagens [23] .

Andra fenomen som snabb rotation kan också påverka en stjärnas förskjutning i förhållande till huvudsekvensen [24] . Ljusstyrkan och yttemperaturen påverkas också av stjärnans metallicitet . En separat klass av stjärnor urskiljs, kallade subdvärgar : de frigör energi på grund av förbränning av väte i kärnan, men dessa är gamla stjärnor som är fattiga på tunga grundämnen. På grund av detta har subdvärgar magnituder 1–2 m svagare än huvudsekvensstjärnor av samma spektralklass [25] . Slutligen, bland stjärnorna i huvudsekvensen finns det variabla stjärnor , till exempel variabler som Delta Scuti , som på grund av variabilitet ändrar sin position på diagrammet med en viss period [26] . Alla dessa omständigheter ger huvudsekvensstjärnorna en viss spridning i färg-luminositetsdiagrammet, särskilt i området för tidiga spektraltyper [22] .

Byggnad

Kärnan är den tätaste och hetaste delen av stjärnan, där kärnreaktioner äger rum och energi frigörs (se nedan ) [7] . Energi från kärnan kan överföras till ytan på två huvudsakliga sätt: konvektion  - blandning av materia och strålningsöverföring  - successiv absorption och återemission av fotoner . Konvektion uppträder endast om strålningstransport inte snabbt kan överföra energi och en tillräckligt stor temperaturgradient bildas i någon region av stjärnan , vilket gör den instabil mot konvektion [12] [27] .

I stjärnor med hög massa är energifrisättningen starkt koncentrerad mot mitten: till exempel i en stjärna med en massa på 10 M ⊙ 90 % av energin frigörs i de inre 10 % av stjärnans massa, och i en stjärna med massan 1 M ⊙ frigörs samma bråkdel av energi i de inre 70 % av massan [28] . Därför är temperaturgradienten i kärnan ganska stor, och för stjärnor med massa större än 1,5 M ⊙ är kärnan konvektiv, medan de yttre skikten är ett område med strålningsöverföring. Med en minskning av massan blir storleken på den konvektiva kärnan mindre och en konvektiv zon uppträder nära stjärnans yta, eftersom de yttre skikten blir ogenomskinliga på grund av lägre temperatur och minskar effektiviteten av strålningsöverföringen. När stjärnans massa är mindre än 1,15 M ⊙ försvinner den konvektiva kärnan helt. I massintervallet 1,15–1,5 M ⊙ har stjärnan alltså två små konvektiva zoner, i kärnan och nära ytan, medan resten av stjärnan är resistent mot konvektion. Med en ytterligare minskning av stjärnans massa ökar den konvektiva zonen nära ytan, och för stjärnor med en massa mindre än 0,2–0,5 M ⊙ sträcker den sig till hela stjärnans volym [29] [30]  — låg- massstjärnor är helt konvektiva [27] [31] .

En stjärnas struktur påverkar dess utveckling (se nedan ): till exempel är stjärnor med låg massa helt konvektiva, så heliumet som produceras i kärnorna hos sådana stjärnor transporteras genom hela deras volym. De förblir kemiskt homogena och fortsätter fusionen tills allt väte i stjärnan är slut. Tvärtom bildar mer massiva stjärnor en heliumkärna vid ett visst ögonblick, och reaktionerna i mitten stannar [30] . En stjärnas struktur kan förändras över tiden: när helium ackumuleras ökar genomskinligheten av materia, vilket kan leda till att konvektion stoppas i kärnorna hos stjärnor med låg massa [32] .

Energisläpp

Stjärnor i huvudsekvensen frigör energi med hjälp av termonukleära reaktioner : de syntetiserar alla helium från väte . Det finns två vägar för heliumsyntes: proton-protoncykeln och CNO-cykeln . Den förra dominerar i stjärnor med en massa mindre än 1,5 M ⊙ , medan den senare ger det huvudsakliga bidraget till ljusstyrkan hos mer massiva stjärnor [33] .

Med en ökning av massan av en stjärna ökar temperaturen och densiteten i dess kärna, och dessa parametrar bestämmer i sin tur frekvensen av termonukleära reaktioner, och följaktligen kraften för energifrigöring. För proton-protoncykeln är effekten proportionell mot den fjärde potensen av temperaturen i kärnan, och för CNO-cykeln är den proportionell mot den 17:e potensen; därför, vid höga temperaturer, börjar CNO-cykeln spela huvudrollen roll [27] [34] .

Temperaturintervallet i stjärnornas centrum är ganska litet: för en stjärna med massan 0,1 M ⊙ är temperaturen i kärnan 4 miljoner kelvin och för en stjärna med massan 50 M ⊙  är den 40 miljoner . Effektiviteten hos proton-protoncykeln och CNO-cykeln jämförs vid en temperatur på 18 miljoner kelvin (vilket exakt uppnås i stjärnor med en massa på 1,5 M ⊙ ), i solen med en central temperatur på 16 miljoner kelvin, endast 10 % av energin frigörs i CNO-cykeln [ 27] [34] [35] .

I stjärnor med mycket låg metallicitet fortskrider nukleosyntesen annorlunda. En av funktionerna i CNO-cykeln är att för dess funktion är närvaron av kol , kväve och syre i stjärnmaterien nödvändig. Om dessa element inte är tillräckligt - mindre än 10 −10 -10 −9 massor av stjärnan, kan CNO-cykeln inte passera, och proton-protoncykeln förblir den enda energikällan. För att frigöra tillräckligt med energi med dess hjälp för att upprätthålla hydrostatisk jämvikt , tvingas stjärnans kärna att dra ihop sig och värmas upp mycket mer än för en stjärna med normal metallicitet. I det här fallet kan temperaturen i centrum av massiva stjärnor nå 100 miljoner kelvin, vilket redan är tillräckligt för en trippel alfaprocess som involverar helium. Denna reaktion producerar kol , och när det finns tillräckligt med det, börjar energi att frigöras på grund av CNO-cykeln, och temperaturen och trycket i stjärnans kärna minskar till de värden som observeras i normala stjärnor. Man tror att det beskrivna scenariot förverkligades i hypotetisk population III -stjärnor : de borde ha bildats från materia som bildades under primär nukleosyntes , som praktiskt taget inte innehöll element tyngre än helium [36] .

Evolution

Växla till huvudsekvensen

Stjärnor går in i huvudsekvensstadiet efter protostjärnstadiet . I det evolutionära skedet frigör stjärnan energi på grund av sin egen kompression, men i slutet börjar termonukleär fusion i stjärnans kärna . Inledningsvis brinner litium och beryllium , varefter fusionen av helium från väte börjar, vilket under en tid åtföljs av förbränning av deuterium och helium-3 . När kraften i dessa reaktioner jämförs med stjärnans ljusstyrka, slutar den att krympa. Kort därefter uppnås en jämvikt mellan konsumtion och produktion av deuterium och helium-3, och termonukleära reaktioner som involverar väte blir stjärnans enda energikälla. Det är allmänt accepterat att stjärnan i detta ögonblick faller på huvudsekvensen och stjärnans ålder räknas från den. Området för Hertzsprung-Russell-diagrammet , där stjärnorna i nollåldern är belägna, kallas den initiala huvudsekvensen eller huvudsekvensen av nollåldern. Den ligger längst ner i huvudsekvensen - stjärnor blir ljusare med tiden [7] [37] [38] .

Huvudsekvens evolution

Under förbränning av väte ackumuleras helium i stjärnans kärna - beroende på stjärnans massa och konvektionszonens placering kan helium antingen vara jämnt fördelat över hela stjärnans volym eller förbli inuti kärnan. I vilket fall som helst, medan stjärnan är på huvudsekvensen, fortsätter reaktionerna som involverar helium inte, och koncentrationen av väte sjunker. För att kompensera för nedgången i reaktionshastigheten drar stjärnans kärna ihop och värms upp, vilket i slutändan leder till en ökning av ljusstyrkan. Ökningen i ljusstyrka kombineras med en minskning av yttemperaturen för massiva stjärnor och dess ökning för stjärnor med låg massa - stjärnan rör sig bort från den initiala huvudsekvensen [39] .

Så, till exempel, under vistelsen på huvudsekvensen kommer solen att öka sin ljusstyrka med mer än 3 gånger: för 4,5 miljarder år sedan var solen på den ursprungliga huvudsekvensen och hade en ljusstyrka på 0,7 L ⊙ och efter 6,4 miljarder år, när väte i kärnan kommer att vara slut, kommer det att sjunka ner från huvudsekvensen och ha en ljusstyrka på 2,2 L ⊙ . Solens radie under detta skede kommer att öka från 0,9 till 1,6 R ⊙ [23] .

Avgång från huvudsekvensen

Även om alla huvudsekvensstjärnor ackumulerar helium, vilket vid någon tidpunkt leder till att reaktionerna upphör i kärnan, fullbordar stjärnor med olika massor detta utvecklingsstadium på olika sätt [30] [40] .

Stjärnor med massor av större än 1,2–1,3 M ⊙ har en konvektiv kärna av tillräcklig storlek för att alla termonukleära reaktioner ska kunna äga rum inom dess gränser. Kärnorna i sådana stjärnor är kemiskt homogena, och som ett resultat, när andelen väte i kärnan faller under en viss gräns, stannar reaktionerna omedelbart i hela kärnan. En allmän kompression börjar, på grund av vilken stjärnan strålar ut, medan den värms upp och blir lite ljusare - på Hertzsprung-Russell-diagrammet rör sig stjärnan uppåt och till vänster, och beskriver den så kallade kroken ( English hook ) [41 ] . På grund av kompressionen blir skikten runt heliumkärnan varma och täta nog att börja bränna väte där. Sammandragningen upphör och stjärnan lämnar huvudsekvensen och blir en underjätte [30] [42] [43] .  

I mindre massiva stjärnor, med massa mindre än 1,2–1,3 M ⊙ , men mer än 0,2 M ⊙ , är den konvektiva kärnan antingen för liten eller frånvarande, och energikällorna är mycket mindre koncentrerade i mitten. Som ett resultat förbrukas väte i olika hastigheter i olika regioner av stjärnan, och stjärnan visar sig vara kemiskt inhomogen. I själva mitten av stjärnan töms väte först ut, men i andra områden fortsätter det att brinna, så det finns ingen allmän kompression. Till en början påverkar inte bildandet av en heliumkärna stjärnans observerade utveckling och den lämnar inte huvudsekvensen. Först när kärnan blir tillräckligt massiv och börjar krympa, och de yttre skikten expanderar och svalnar, anses stjärnan passera till den underjätte grenen [23] [43] [44] .

Stjärnor med den minsta massan, mindre än 0,2 M ⊙ , är helt konvektiva och förblir kemiskt homogena under nästan hela sin utveckling [29] [30] . När helium ackumuleras blir sådana stjärnor - röda dvärgar  - ljusare och varmare och förvandlas till blå dvärgar och sedan, när vätet i hela stjärnan är slut, till vita dvärgar . Men på grund av den mycket långa livslängden för sådana stjärnor, som bör överstiga universums ålder (se nedan ), observeras inte märkbart utvecklade lågmassastjärnor - det finns bara teoretiska beräkningar av utvecklingen av sådana stjärnor [ 32] [45] [46] .

Längden på huvudsekvenssteget

Hur lång tid en stjärna spenderar på huvudsekvensen bestäms av hur mycket energi en stjärna kan få genom att bränna väte i sin kärna och av dess ljusstyrka. När en storhet divideras med en annan erhålls tid, kallad kärntidsskalan . Till exempel, om solen kan bränna cirka 10 % av sin massa i kärnan, och när väte omvandlas till helium, omvandlas endast 0,7 % av materiens massa till energi , då kan den nukleära tidsskalan för solen uppskattas som [47] :

var  är solens massa ,  är solens ljusstyrka ,  är ljusets hastighet . Värdet erhålls lika med ca 10 10 år. Från samma överväganden kan den nukleära tidsskalan också uppskattas för andra stjärnor [47] :

var  är massan och ljusstyrkan för den valda stjärnan, respektive. För huvudsekvensstjärnor ökar ljusstyrkan snabbare än massan , därför, ju större massa stjärnan har, desto kortare tid tillbringar den i detta skede. Om vi ​​ungefär accepterar mass-luminositetsförhållandet som för de flesta stjärnor, kommer livslängden att bero på massan som . För de mest massiva stjärnorna närmar sig förhållandet , så för dem upphör livslängden att minska med ökande massa och kommer till ett värde i storleksordningen flera miljoner år, vilket är mycket kort med astronomiska mått [47] [48] . Tvärtom, de mest lågmassa stjärnorna kan vara på huvudsekvensen i upp till tiotals biljoner år. En så lång period, som överstiger universums nuvarande ålder , uppnås inte bara på grund av låg ljusstyrka, utan också på grund av det faktum att de mest lågmassa stjärnorna är helt konvektiva och spenderar allt väte de har i kärnreaktioner [32 ] [45] [46] .

Denna funktion gör det möjligt att bestämma åldern på stjärnhopar , med hänsyn till det faktum att stjärnorna i dem bildades nästan samtidigt. På Hertzsprung-Russell-diagrammet för klustret är huvudsekvensen avgränsad till vänster och går in i subjättens gren : de mest massiva stjärnorna har redan lämnat huvudsekvensen, och de stjärnor vars livstid sammanfaller med klustrets ålder bör försvinna till subjättens gren och vara vid vändpunkten . Ju svagare och rödare stjärnorna vid vändpunkten, desto lägre massa och desto äldre är hopen [49] [50] .

Huvudsekvensstadiet är också det längsta stadiet i stjärnors utveckling, så 90 % av stjärnorna tillhör huvudsekvensen [8] [51] . Detta beror på det faktum att stjärnorna i de efterföljande stadierna har en mycket större ljusstyrka och förbrukar energi snabbare. Dessutom ger förbränning av väte en större energifrisättning per massenhet än andra termonukleära reaktioner, och väte i sig är det vanligaste grundämnet i universum [52] . Så, till exempel, för solen, från början av dess bildande till omvandlingen till en vit dvärg , kommer 12,4 miljarder år att passera, varav den kommer att spendera 10,9 miljarder år på huvudsekvensen [23] . Samtidigt förändras parametrarna för stjärnor under huvudsekvensstadiet mindre än i andra stadier, därför visar sig huvudsekvensen på Hertzsprung-Russell-diagrammet inte bara vara den mest talrika utan också en mycket tätbefolkad region [53] .

Av ovanstående skäl är stjärnor med låg massa i huvudsekvensen av intresse i sökandet efter potentiellt beboeliga planeter och utomjordiskt liv . På grund av den långsamma förändringen av ljusstyrkan ändras också storleken på den beboeliga zonen runt stjärnan långsamt, så att livet har tillräckligt med tid att dyka upp och utvecklas. Huvudsekvensstjärnor som är mer massiva än solen utvecklas snabbare och ger planeterna mindre tid att utveckla liv på dem. De minst massiva stjärnorna är också osannolikt att ha livskraftiga planeter: den beboeliga zonen ligger mycket nära dem, så planeterna är tidvattensynkroniserade med hög sannolikhet och påverkas starkt av stjärnvinden . Av dessa skäl anses gula och orangea dvärgar vara de mest föredragna för livets ursprung [54] [55] .

Studiens historia

En förutsättning för upptäckten av huvudsekvensen var konstruktionen av ett " färg  - absolut magnitud "-diagram för vissa stjärnor. De användes först i sitt arbete oberoende av Einar Hertzsprung och Henry Russell 1905-1913, på grund av vilka sådana diagram och andra liknande dem började kallas Hertzsprung-Russell-diagram . Båda forskarna förväntade sig att se en ungefär jämn fördelning av stjärnor på diagrammet, men fann att de flesta av stjärnorna är belägna längs en diagonal remsa, som kallades huvudsekvensen [4] [56] . Hertzsprung märkte också att stjärnor i sena spektralklasser antingen är mycket ljusare eller mycket svagare än solen, och introducerade termerna " jättar " och " dvärgar " i förhållande till stjärnor [19] .

1943 William Morgan , Philip Keenan och Edith Kellmanförbättrade spektralklassificeringssystemet genom att lägga till en ljusstyrkaklass till det . Det förbättrade systemet kallades Yerkes-systemet, stjärnorna i huvudsekvensen fick ljusstyrka klass V. Det blev möjligt att avgöra om en stjärna tillhör ljusstyrkan inte bara på basis av ljusstyrka, utan också av typen av spektrum , i synnerhet av bredden av spektrallinjer [57] [58] [59] .

Samtidigt utvecklades idéer om stjärnors fysiska egenskaper och deras utveckling. I slutet av 1800-talet trodde man att alla stjärnor strålar på grund av gravitationssammandragning, men denna hypotes förkastades eftersom den inte kunde förklara det faktum att solen har funnits i miljarder år. I början av 1900-talet antog Arthur Eddington att stjärnor strålar på grund av omvandlingen av väte till helium med massförlust, och på 1930 -talet upptäcktes proton-proton-cykeln och CNO-cykeln , genom vilka en sådan omvandling är möjlig [ 60] .

Även om tanken länge har funnits att huvudsekvensstjärnor och jättar är olika stadier av evolutionen, var evolutionens riktning inte exakt känd. 1954 fann Allan Sandage att stjärnor blir giganter efter huvudsekvensstadiet, och inte vice versa. Dessutom fann han att huvudsekvensstjärnor mestadels utvecklas vinkelrätt mot den, inte längs den. Således har idén om huvudsekvensen redan närmat sig moderna [60] .

För tillfället har detaljerade evolutionsmodeller redan utvecklats som tar hänsyn till många effekter, till exempel rotationen av en stjärna och förlusten av massa till den. Mycket uppmärksamhet i sådana modeller ges till huvudsekvenssteget [61] [62] . Forskning med moderna teleskop som Gaia ger en mängd information om stjärnor, inklusive huvudsekvensstjärnor, vilket gör det möjligt att exakt bestämma deras egenskaper [63] .

Anteckningar

1. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71-73. Cambridge University Press . Hämtad 1 april 2021. Arkiverad från originalet 29 december 2010. (obestämd)
2. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , sid. 151.
3. ↑ 1 2 Baturin V. A., Mironova I. V. Stjärnor: deras struktur, liv och död . Huvudsekvens . Astronet . Hämtad 1 april 2021. Arkiverad från originalet 29 juni 2020. (obestämd)
4. ↑ 1 2 Karttunen et al., 2007 , s. 215-216.
5. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 377.
6. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , sid. 148-149.
7. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 394.
8. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , sid. 149.
9. ↑ Postnov K. A. Föreläsningar om allmän astrofysik för fysiker . Relationer för huvudsekvensstjärnor . Astronet . Hämtad 20 april 2020. Arkiverad från originalet 8 januari 2020. (obestämd)
10. ↑ Eker Z., Bakis V., Bilir S., Soydugan F., Steer I. Sammanhängande huvudsekvens mass-luminositet, mass-radie och masseffektiva temperaturförhållanden  // Månatliga meddelanden från Royal  Astronomical . - N. Y. : Wiley-Blackwell , 2018. - 1 oktober (vol. 479). - P. 5491-5511. — ISSN 0035-8711 . doi : 10.1093 / mnras/sty1834 .
11. ↑ Ziebarth K. Om den övre massgränsen för huvudsekvensstjärnor  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1970. - 1 december (vol. 162). - S. 947. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/150726 . Arkiverad från originalet den 26 mars 2019.
12. ↑ 12 Karttunen et al., 2007 , sid. 247.
13. ↑ Surdin V. G. Interstellärt medium . Astronet . Hämtad 2 juni 2020. Arkiverad från originalet 17 juli 2020. (obestämd)
14. ↑ Surdin, 2015 , sid. 124.
15. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 396.
16. ↑ Kemisk sammansättning . Astronomi . Swinburne University of Technology . Hämtad 1 april 2021. Arkiverad från originalet 28 februari 2021. (obestämd)
17. ↑ Karttunen et al., 2007 , sid. 249.
18. ↑ Mironov A. V. Huvudsekvens . Stora ryska encyklopedin . Hämtad 3 april 2021. Arkiverad från originalet 17 april 2021. (obestämd)
19. ↑ 1 2 Russell HN "Jätte" och "dvärg" stjärnor  (engelska)  // The Observatory / Gen. redaktör Arthur Stanley Eddington . - L. , 1913. - 1 augusti (bd 36). - s. 324-329. — ISSN 0029-7704 . Arkiverad från originalet den 26 mars 2019.
20. ↑ Älskling D. Dvärgstjärna . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 3 april 2021. Arkiverad från originalet 7 februari 2022. (obestämd)
21. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , sid. 124.
22. ↑ 1 2 Kholopov P. N. Stjärnhopar . Redovisning av evolutionära effekter. Problemet med att bestämma den initiala huvudsekvensen . Astronet . Hämtad 1 april 2021. Arkiverad från originalet 20 mars 2019. (obestämd)
23. ↑ 1 2 3 4 Sackmann IJ, Boothroyd AI, Kraemer KE Our Sun. III. Nutid och framtid  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1 november (vol. 418). - S. 457. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Arkiverad från originalet den 26 februari 2008.
24. ↑ Sweet PA, Roy AE Strukturen av roterande stjärnor. I  (eng.)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 1953. - 1 december (vol. 113 ( utgåva 6 ). - P. 701-715. - ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/113.6.701 .
25. ↑ Yungelson L.R. Subdwarfs . Stora ryska encyklopedin . Hämtad 1 april 2021. Arkiverad från originalet 5 mars 2021. (obestämd)
26. ↑ Samus N.N. Variabla stjärnor . Pulserande stjärnor . Astronomiskt arv . Hämtad 1 april 2021. Arkiverad från originalet 19 januari 2012. (obestämd)
27. ↑ 1 2 3 4 Brainerd JJ Main-Sequence Stars . Astrofysikskådaren . Freddie Wilkinson. Hämtad 2 april 2021. Arkiverad från originalet 4 juni 2020. (obestämd)
28. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , sid. 128.
29. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , sid. 159.
30. ↑ 1 2 3 4 5 Karttunen et al., 2007 , s. 247-249.
31. ↑ Baturin V.A., Mironova I.V. Stjärnor: deras struktur, liv och död . Struktur av huvudsekvensstjärnor . Astronet . Hämtad 2 april 2021. Arkiverad från originalet 5 juli 2020. (obestämd)
32. ↑ 1 2 3 Laughlin G., Bodenheimer P., Adams FC The End of the Main Sequence  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - 10 juni (vol. 482 ( iss. 1 ). - P. 420. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/304125 . Arkiverad från originalet den 21 februari 2022.
33. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 234-236.
34. ↑ 1 2 Huvudsekvensstjärnor  . _ Australia Telescope National Facility . Sydney: CSIRO . Hämtad 2 april 2021. Arkiverad från originalet 21 juli 2020.
35. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , sid. 121.
36. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 155-159.
37. ↑ Nollålderns huvudsekvens . Swinburne University of Technology . Hämtad 2 april 2021. Arkiverad från originalet 15 augusti 2020. (obestämd)
38. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 121-123.
39. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 124-129.
40. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 124-133.
41. ↑ Martins F., Palacios A. En jämförelse av evolutionära spår för enstaka galaktiska massiva stjärnor  // Astronomy & Astrophysics  . - Bristol: EDP Sciences , 2013. - 1 december (vol. 560). — P.A16. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201322480 . Arkiverad från originalet den 17 januari 2021.
42. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 128-132.
43. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 399.
44. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 123-125.
45. ↑ 1 2 Adams FC, Bodenheimer P., Laughlin G. M dvärgar : planetbildning och långsiktig evolution  // Astronomische Nachrichten  . - Frankfurt: Wiley-VCH , del av John Wiley & Sons , 2005. - 1 december (vol. 326). - s. 913-919. — ISSN 0004-6337 . - doi : 10.1002/asna.200510440 . Arkiverad från originalet den 23 december 2018.
46. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , sid. 158.
47. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , sid. 243.
48. ↑ Surdin, 2015 , sid. 149-151.
49. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 441-443.
50. ↑ Surdin, 2015 , sid. 157.
51. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , sid. 117.
52. ↑ Postnov K. A. Evolutionär astrofysik . Stjärnornas utveckling efter huvudsekvensen . Astronet . Hämtad 3 april 2021. Arkiverad från originalet 14 augusti 2018. (obestämd)
53. ↑ Surdin, 2015 , sid. 151-152.
54. ↑ Schulze-Makuch D., Heller R., Guinan E. In Search for a Planet Better than Earth: Top Contenders for a Superhabitable World  // Astrobiology . - Cambridge, Eng.: Cambridge University Press , 2020. - 18 september (vol. 20). - P. 1394-1404. — ISSN 1531-1074 . - doi : 10.1089/ast.2019.2161 . Arkiverad 17 november 2020.
55. ↑ Karttunen et al., 2007 , sid. 418.
56. ↑ Surdin, 2015 , sid. 146-148.
57. ↑ Morgan WW, Keenan PC, Kellman E. An Atlas of Stellar Spectra  . - Chicago: University of Chicago Press , 1943. - 35 sid. Arkiverad 14 april 2021 på Wayback Machine
58. ↑ Karttunen et al., 2007 , sid. 212.
59. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 377-378.
60. ↑ 1 2 Astronomis historia . Institutet för naturvetenskap och teknik. SI. Vavilov . Hämtad 3 april 2021. Arkiverad från originalet 29 juni 2020. (obestämd)
61. ↑ Haemmerlé L., Eggenberger P., Ekström S., Georgy C. , Meynet G. Stjärnmodeller och isokroner från lågmassa till massiva stjärnor inklusive pre-huvudsekvensfas med ackretion  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2019. - 1 april (vol. 624). — P.A137. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201935051 . Arkiverad från originalet den 13 juni 2021.
62. ↑ Ekström S., Georgy C., Eggenberger P., Meynet G., Mowlavi N. Grids of stellar models with rotation. I. Modeller från 0,8 till 120 M&sun; vid metallicitet (Z = 0,014  )  // Astronomi & Astrofysik . - Les Ulis: EDP Sciences , 2012. - 1 januari (vol. 537). — P.A146. — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201117751 . Arkiverad från originalet den 7 oktober 2019.
63. ↑ Anna B. Velichko, PN Fedorov, VS Akhmetov. Kinematik för huvudsekvensstjärnor från Gaia DR2 och PMA proper motions  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - N. Y. : Wiley-Blackwell , 2020. - 1 maj (vol. 494). - P. 1430-1447. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/staa825 .

Litteratur

• Kononovich E. V., Moroz V. I. Allmän kurs i astronomi. — 2:a, rättad. — M .: URSS , 2004. — 544 sid. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Surdin VG Astronomi: XXI århundradet. - 3:e uppl. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 sid. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5:e upplagan. — Berlin; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 sid. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
• Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - 388 sid. — ISBN 978-0-470-09219-X .

Länkar

• Iben, Icko, Jr (1967). "Stjärnutveckling inom och utanför huvudsekvensen". Årlig översyn av astronomi och astrofysik . Palo Alto: Årliga recensioner . 5 : 571. Bibcode : 1967ARA&A...5..571I . DOI : 10.1146/annurev.aa.05.090167.003035 .
• Bahcall, John N.; Pinsonneault, MH; Basu, Sarbani (2001). "Solmodeller: aktuella epok- och tidsberoende, neutriner och helioseismologiska egenskaper." The Astrophysical Journal . Bristol: IOP Publishing . 555 (2): 990-1012. arXiv : astro-ph/0010346 . Bibcode : 2001ApJ...555..990B . DOI : 10.1086/321493 .

Ordböcker och uppslagsverk	Britannica (online) Britannica (online)