Главна низа

Главна низа — класификација на ѕвезди кои се појавуваат на парцели со боен показател наспроти апсолутната величина како континуирана и карактеристична лента. Ѕвездите на оваа лента се познати како ѕвезди од главната низа или џуџести ѕвезди, а се верува дека положбите на ѕвездите на и надвор од лентата ги означуваат нивните физички својства, како и нивниот напредок низ неколку видови животни циклуси на ѕвезди. Ова се најбројните вистински ѕвезди во универзумот и го вклучуваат Сонцето и нивните парцели се познати како Херцшпрунг-Раселовиите дијаграми по Ејнар Херцшпрунг и Хенри Норис Расел.

По кондензацијата и палењето на ѕвездата, таа генерира топлинска енергија во регионот на нејзиното густо јадро преку јадрено соединување на водород во хелиум. За време на оваа фаза од животот на ѕвездата, таа се наоѓа на главната низа на позиција определена првенствено од нејзината маса, но и врз основа на нејзиниот хемиски состав и старост. Јадрата на ѕвездите од главната низа се во хидростатичка рамнотежа, каде што надворешниот термички притисок од жешкото јадро е избалансиран со внатрешниот притисок на гравитацискиот колапс од прекриените слоеви. Силната зависност на брзината на создавање енергија од температурата и притисокот помага да се одржи оваа рамнотежа. Енергијата генерирана во јадрото го пробива патот до површината и се зрачи во фотосферата. Енергијата се носи или со зрачење или со струење, при што ова се случува во региони со поостри температурни градиенти, поголема непроѕирност или и двете.

Главната низа понекогаш се дели на горни и долни делови, врз основа на доминантниот процес што ѕвездата го користи за да генерира енергија. Сонцето, заедно со ѕвездите од главната низа под околу 1,5 пати поголема Сончева маса (1.5 M_☉), првенствено спојуваат атоми на водород заедно во серија фази за да образуваат хелиум, низа наречена протонско-протонски ланец. Над оваа маса, во горната главна низа, процесот на јадрено соединување главно користи атоми на јаглерод, азот и кислород како посредници во јаглеродно-азотно-кислородниот циклус кој произведува хелиум од атоми на водород. Ѕвездите од главната низа со повеќе од две сончеви маси се подложени на струење во нивните области на јадрото, што дејствува за да го поттикне новосоздадениот хелиум и да го одржува процентот на гориво потребно за да се случи соединување. Под оваа маса, ѕвездите имаат јадра кои се целосно зрачни со струјни зони во близина на површината. Со намалувањето на ѕвездената маса, уделот на ѕвездата што образува струјна обвивка постојано се зголемува. Ѕвездите на главната низа под 0.4 M_☉ подлежат на струење низ нивната маса. Кога не се јавува струење на јадрото, се развива јадро богато со хелиум опкружено со надворешен слој од водород.

Колку е помасивна ѕвездата, толку е помал нејзиниот животен век на главната низа. Откако ќе се потроши водородното гориво во јадрото, ѕвездата еволуира подалеку од главната низа на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, во суперџин, црвен џин или директно во бело џуџе.

Историја

Херцшпрунг-Раселов дијаграм

Главна низа
(„џуџиња“)

апсол.
вели-
чина
(M_V)

Во почетокот на 20 век, информациите за видовите и растојанија на ѕвездите станале полесно достапни. Се покажало дека ѕвездените спектри имаат карактеристични карактеристики, што им овозможило да се категоризираат. Ени Џамп Канон и Едвард К. Пикеринг од опсерваторијата на колеџот Харвард развиле метод на категоризација кој станал познат како Харвардска класификација, објавена во Харвардските Анали во 1901 година.

Во Потсдам во 1906 година, данскиот астроном Ејнар Херцшпрунг забележал дека најцрвените ѕвезди - класифицирани како К и М во шемата на Харвард - може да се поделат во две различни групи. Овие ѕвезди биле или многу посветли од Сонцето или многу побледи. За да ги разликува овие групи, тој ги нарекол „џинови“ и „џуџести“ ѕвезди. Следната година почнал да ги проучува ѕвездените јата; големи групи на ѕвезди кои се наоѓаат на приближно исто растојание. За овие ѕвезди, тој ги објавил првите парцели на бои наспроти сјајноста. Овие заплети покажале истакната и континуирана низа на ѕвезди, која тој ја нарекол Главна низа.

На Универзитетот Принстон, Хенри Норис Расел следел сличен курс на истражување. Тој ја проучувал врската помеѓу спектралната класификација на ѕвездите и нивната вистинска осветленост корегирана за растојание - нивната апсолутна ѕвездена величина. За таа цел, тој користел збир на ѕвезди кои имале сигурни паралакси и од кои голем дел биле категоризирани на Харвард. Кога ги нацртал спектралните типови на овие ѕвезди во однос на нивната апсолутна величина, открил дека џуџестите ѕвезди следат посебна врска. Ова овозможило вистинската осветленост на џуџеста ѕвезда да се предвиди со разумна точност.

Од црвените ѕвезди забележани од Херцшпрунг, џуџестите ѕвезди исто така ја следеле врската спектра-светлина откриена од Расел. Сепак, џиновските ѕвезди се многу посветли од џуџињата и затоа не ја следат истата врска. Расел предложил дека џиновските ѕвезди морало да имаат мала густина или голема површинска осветленост, а обратното важело за џуџестите ѕвезди. Истата крива, исто така, покажала дека има многу малку слаби бели ѕвезди.

Во 1933 година, Бенгт Стремгрен го вовел терминот Херцшпрунг-Раселов дијаграм кој ја покажува врската меѓу апсолутната величина, сјајноста, класификацијата и делотворната температура на ѕвездите. Ова име го одразува паралелниот развој на оваа техника од страна на Херцшпрунг и Расел претходно во векот.

Како што биле развиени развојните модели на ѕвезди во текот на 1930-тите, се покажало дека, за ѕвезди со ист состав, масата на ѕвездата ја одредува нејзината сјајност и радиус. Спротивно на тоа, кога се знае хемискиот состав на ѕвездата и нејзината позиција на главната низа, може да се пресметаат масата и радиусот на ѕвездата. Ова станало познато како Фогт-Раселова теорема; именувана по Хајнрих Фогт и Хенри Норис Расел. Подоцна било откриено дека оваа врска донекаде се распаѓа за ѕвездите од неуниформа композиција.

Рафинирана шема за ѕвездената класификација била објавена во 1943 година од Вилијам Вилсон Морган и Филип Чајлдс Кинан. Класификацијата на Морган и Кинан (КМК) на секоја ѕвезда и доделила спектрален тип - врз основа на класификацијата на Харвард - и класа на сјајност. Класификацијата на Харвард била развиена со доделување различна буква на секоја ѕвезда врз основа на јачината на водородната спектрална линија пред да биде позната врската помеѓу спектрите и температурата. Кога биле наредени по температура и кога биле отстранети дупликатните класи, следеле спектралните типови на ѕвезди, со редослед на намалување на температурата со бои кои се движат од сина до црвена, низата O, B, A, F, G, K и M. (А популарен мнемоник за меморирање на оваа низа од ѕвездени класи е „Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me“ или „Ох, биди убав/а девојка/момче, бакни ме“.) Класата на сјајност се движела од I до V, со редослед на намалување на сјајноста. Ѕвездите со класа на сјајност V припаѓале на главната низа.

Образување и развој

Жешки и брилијантни ѕвезди од главната низа од типот О во областите што образуваат ѕвезди. Сите овие се области на образување на ѕвезди кои содржат многу жешки млади ѕвезди вклучувајќи неколку светли ѕвезди од спектрален тип О.^[1]

Кога протоѕвезда е образувана од колапсот на џиновски молекуларен облак од гас и прашина во месната меѓуѕвездена средина, почетниот состав е хомоген низ целиот, кој се состои од околу 70% водород, 28% хелиум и траги од други елементи, по маса. Почетната маса на ѕвездата зависи од месните услови во облакот. (Распространетоста на масата на новообазуваните ѕвезди е емпириски опишана со функцијата на почетната маса.) ^[2] За време на почетниот колапс, оваа ѕвезда пред главната низа генерира енергија преку гравитациска контракција. Откако ќе бидат доволно густи, ѕвездите почнуваат да го претвораат водородот во хелиум и да испуштаат енергија преку процес на егзотермно јадрено соединување.

Кога јадреното соединување на водородот станува доминантен процес на производство на енергија и вишокот енергија добиена од гравитациската контракција е изгубена, ѕвездата лежи по должината на кривата на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм) наречена стандардна главна секвенца. Астрономите понекогаш ќе ја нарекуваат оваа фаза како „главна секвенца на нулта возраст“, или ГСНВ. Кривата ГСНВ може да се пресмета со помош на компјутерски модели на ѕвездени својства во моментот кога ѕвездите започнуваат со водородно спојување. Од оваа точка, осветленоста и температурата на површината на ѕвездите обично се зголемуваат со возраста.

Ѕвездата останува блиску до својата почетна местоположба на главната низа додека не се потроши значителна количина на водород во јадрото, а потоа почнува да еволуира во посветла ѕвезда. (На Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, ѕвездата што еволуира се движи нагоре и десно од главната низа.) Така, главната низа ја претставува примарната фаза на согорување на водород од животниот век на ѕвездата.

Класификација

Ѕвездите од главната низа се поделени на следниве типови:

М-ѕвездите од главната низа ^[3] обично се нарекуваат црвени џуџиња.

Својства

Поголемиот дел од ѕвездите на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм со човечки ресурси лежат по должината на кривата на главната низа. Оваа линија е изразена затоа што и спектралниот тип и сјајноста зависат само од масата на ѕвездата, барем до приближување од нулти ред, сè додека таа спојува водород во неговото јадро - и тоа е она што речиси сите ѕвезди го трошат најголемиот дел од своето „активно“ живеење.

Температурата на ѕвездата ја одредува нејзината ѕвездена класификација преку нејзиниот ефект врз физичките својства на плазмата во нејзината фотосфера. Енергетската емисија на ѕвездата во функција на брановата должина е под влијание и на нејзината температура и на составот. Клучен индикатор за оваа распространетост на енергија е даден со боен показател, B − V, која ја мери големината на ѕвездата во сина (B) и зелено-жолта (V) светлина со помош на филтри. ^{[note 1]} Оваа разлика во величината дава мерка за температурата на ѕвездата.

Ѕвездите од главната низа се нарекуваат џуџести ѕвезди, но оваа терминологија е делумно историска и може да биде донекаде збунувачка. За поладните ѕвезди, џуџињата како црвените џуџиња, портокаловите џуџиња и жолтите џуџиња се навистина многу помали и помрачни од другите ѕвезди со тие бои. Меѓутоа, за пожешките сини и бели ѕвезди, разликата во големината и осветленоста помеѓу таканаречените „џуџести“ ѕвезди кои се наоѓаат на главната низа и таканаречените „џинови“ ѕвезди кои не се, станува помала. За најжешките ѕвезди разликата не е директно забележлива и за овие ѕвезди, термините „џуџе“ и „џин“ се однесуваат на разликите во спектралните линии кои покажуваат дали ѕвездата е вклучена или исклучена од главната низа. Сепак, многу жешки ѕвезди од главната низа сè уште понекогаш се нарекуваат џуџиња, иако имаат приближно иста големина и сјај како „џиновските“ ѕвезди на таа температура.

Вообичаената употреба на „џуџе“ за да се означи главната низа е збунувачка на друг начин бидејќи постојат џуџести ѕвезди кои не се ѕвезди од главната низа. На пример, белото џуџе е мртвото јадро кое останало откако ѕвездата ги отфрлила своите надворешни слоеви и е многу помала од ѕвезда од главната низа, приближно со големина на Земјата. Тие ја претставуваат последната развојна фаза на голем број на ѕвезди од главната низа.

Параметри

Споредба на ѕвезди од главната низа од секоја спектрална класа

Со третирање на ѕвездата како идеализиран енергетски радијатор познат како црно тело, сјајноста L и радиусот R може да се поврзат со делотворната температура T _eff според Штефан-Болцмановиот закон:

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

каде σ е Штефан-Болцмановат константа. Бидејќи позицијата на ѕвездата на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм ја покажува нејзината приближна сјајност, оваа врска може да се користи за да се процени нејзиниот радиус.

Масата, радиусот и сјајноста на ѕвездата се тесно поврзани, а нивните соодветни вредности може да се приближат со три релации. Првиот е Штефан-Болцмановиот закон, кој ги поврзува осветленоста L, радиусот R и температурата на површината T _eff. Втора е релацијата маса-светлина, која ги поврзува сјајноста L и масата M. Односот помеѓу M и R е блиску до линеарен. Односот M спрема R се зголемува за фактор од само три над 2,5 реда на величина од M. Оваа врска е приближно пропорционална со внатрешната температура на ѕвездата T _I, а нејзиното екстремно бавно зголемување го одразува фактот дека брзината на создавање енергија во јадрото во голема мера зависи од оваа температура, додека таа мора да одговара на односот маса-светлина. Така, превисоката или премногу ниската температура ќе резултира со ѕвездена нестабилност.

Подобро приближување е да се земе ε = L / M, стапката на производство на енергија по единица маса, бидејќи ε е пропорционална на T _I ¹⁵, каде што T _I е температурата на средината. Ова е погодно за ѕвезди масивни како Сонцето, кои го покажуваат јаглеродно-азотно-кислородниот циклус, и дава подобро вклопување R ∝ M ^0,78.^[4]

Примерок

Табелата подолу покажува типични вредности за ѕвездите по должината на главната низа. Вредностите на сјајноста (L), радиусот ( R ) и масата (M) се во однос на Сонцето - џуџеста ѕвезда со спектрална класификација G2 V. Вистинските вредности за ѕвезда може да варираат до 20-30 % од вредностите наведени подолу.

Табела на ѕвездени параметри од главната низа
Ѕвездена класификација	Полупречник, R/R_☉	Маса, M/M_☉	Сјајност, L/L_☉	Температура (K)	Примерок
O2	12	100	800,000	50,000	BI 253
O6	09.8	035	180,000	38,000	Тета Орион C
B0	07.4	018	020,000	30,000	Фи Орион
B5	03.8	006.5	000,800	16,400	Пи Андромеда A
A0	02.5	003.2	000,080	10,800	Алфа Северна Круна A
A5	01.7	002.1	000,020	08,620	Бета Пиктор
F0	01.3	001.7	000,006	07,240	Гама Девица
F5	01.2	001.3	000,002.5	06,540	Ета Овен
G0	01.05	001.10	000,001.26	05,920	Бета Береникина Коса
G2	01.00	001.00	000,001.00	05,780	Сонце^{[note 2]}
G5	00.93	000.93	000,000.79	05,610	Алфа Маса
K0	00.85	000.78	000,000.40	05,240	70 Змијоносец A
K5	00.74	000.69	000,000.16	04,410	61 Лебед
M0	00.51	000.60	000,000.072	03,800	Лакаил 8760
M5	00.18	000.15	000,000.0027	03,120	ЕЗ Водолија A
M8	00.11	000.08	000,000.0004	02,650	Ѕвезда на ван Бисбрук
L1	00.09	000.07	000,000.00017	02,200	2MASS J0523−1403

Репрезентативни животни векови на ѕвездите во функција на нивната маса

Производство на енергија

Логаритам на релативната излезна енергија (ε) на протонско-протонскиот ланец, CNO-циклусот и соеднување во троен алфа-процес на различни температури (T). Испрекината линија го прикажува здруженото создавање на енергија на процесите ПП и CNO во ѕвезда. На основната температура на Сонцето, процесот на ПП е поефикасен.

Сите ѕвезди од главната низа имаат јадро каде што енергијата се создава со јадрено соединување. Температурата и густината на ова јадро се на ниво неопходно за одржување на производството на енергија што ќе го поддржи остатокот од ѕвездата. Намалувањето на производството на енергија би предизвикало преклопената маса да го компресира јадрото, што резултира со зголемување на брзината на соединување поради повисоките температури и притисок. Исто така, зголемувањето на производството на енергија би предизвикало проширување на ѕвездата, намалувајќи го притисокот во јадрото. Така, ѕвездата образува саморегулирачки систем во хидростатичка рамнотежа кој е стабилен во текот на нејзиниот животен век на главната низа.

Ѕвездите од главната низа користат два вида процеси на соединување на водород, а брзината на создавање енергија од секој тип зависи од температурата во областа на јадрото. Астрономите ја делат главната низа на горните и долните делови, врз основа на тоа кој од двата е доминантен процес на соединување. Во долната главна секвенца, енергијата првенствено се генерира како резултат на протонско-протонскиот ланец, кој директно го спојува водородот заедно во серија фази за да произведе хелиум. Ѕвездите во горната главна низа имаат доволно високи температури во јадрото за ефикасно да го користат јаглеродно-азотно-кислородниот циклус (види графикон). Овој процес користи атоми на јаглерод, азот и кислород како посредници во процесот на соединување на водород во хелиум.

На температура на јадрото на ѕвездите од 18 милиони келвини, протонско-протонскиот процес и јаглеродно-азотно-кислородниот циклус се подеднакво ефикасни, и секој тип генерира половина од нето сјајноста на ѕвездата. Бидејќи ова е температурата на средината на ѕвезда со околу 1,5 M_☉, горната главна низа се состои од ѕвезди над оваа маса. Така, грубо кажано, ѕвездите од спектрална класа F или поладните припаѓаат на долната главна низа, додека ѕвездите од типот А или пожешките се ѕвезди од горната главна низа. Преминот во производството на примарна енергија од една во друга форма опфаќа разлика во опсег помала од една соларна маса. Во Сонцето, ѕвезда со една соларна маса, само 1,5% од енергијата се генерира од Јаглеродно-азотно-кислородниот циклус. Спротивно на тоа, ѕвездите со 1,8 M_☉ или повеќе го генерираат речиси целиот свој излез на енергија низ Јаглеродно-азотно-кислородниот циклус.

Набљудуваната горна граница за ѕвезда од главната низа е 120–200 M_☉. Теоретското објаснување за оваа граница е дека ѕвездите над оваа маса не можат да зрачат енергија доволно брзо за да останат стабилни, така што секоја дополнителна маса ќе биде исфрлена во серија пулсирања додека ѕвездата не достигне стабилна граница. Долната граница за одржливо јадрено соединување на протони е околу 0,08 M_☉ или 80 пати поголема од масата на Јупитер. Под овој праг се наоѓаат подѕвездени објекти кои не можат да одржат соединување на водород, познати како кафеави џуџиња.

Структура

Овој дијаграм покажува пресек на ѕвезда слична на Сонцето, прикажувајќи ја внатрешната структура.

Бидејќи постои температурна разлика помеѓу јадрото и површината, односно фотосферата, енергијата се пренесува нанадвор. Двата начини за пренесување на оваа енергија се зрачење и струење. Зрачниот слој, каде што енергијата се распространува преку зрачење, е стабилна против струење и има многу малку мешање на плазмата. Спротивно на тоа, во струевиот слој, енергијата се распространува со масовно движење на плазмата, при што потопол материјал се крева и поладен материјал се спушта. Струењето е поефикасен начин за носење енергија отколку зрачењето, но тоа ќе се случи само во услови кои создаваат стрмен температурен градиент.

Кај масивните ѕвезди (над 10 M_☉), брзината на создавање енергија од јаглеродно-азотно-кислородниот циклус е многу чувствителна на температура, така што соединувањето е многу сосредоточено во јадрото. Следствено, постои висок температурен градиент во областа на јадрото, што резултира со струевиот слој за поефикасно распространување на енергија. Ова мешање на материјалот околу јадрото ја отстранува пепелта од хелиум од регионот што гори водород, овозможувајќи повеќе од водородот во ѕвездата да се троши за време на животниот век на главната низа. Надворешните области на масивна ѕвезда распространуваат енергија со зрачење, со мало струење или без струење.

Ѕвездите со средна маса, како што е Сириус, може да распространуваат енергија првенствено со зрачење, со мала струјна област на јадрото. Ѕвездите со средна големина и мала маса како Сонцето имаат јадро што е стабилно против струење, со струев слој во близина на површината што ги меша надворешните слоеви. Ова резултира со стабилно натрупување на јадро богато со хелиум, опкружено со надворешен регион богат со водород. Спротивно на тоа, студените ѕвезди со многу мала маса (под 0,4 M_☉) се струјни насекаде.^[2] Така, хелиумот произведен во јадрото се распространува низ ѕвездата, создавајќи релативно униформа атмосфера и пропорционално подолг животен век на главната низа.

Варијација во боја

Сонцето е најпознатиот пример за ѕвезда од главната низа

За ѕвезда со најмалку 0,5 M_☉, кога ќе се исцрпи снабдувањето со водород во нејзиното јадро и ќе се прошири за да стане црвен џин, може да почне да спојува атоми на хелиум за да образува јаглерод. Излезната енергија од процесот на соединување на хелиум по единица маса е само околу една десетина од излезната енергија на процесот на водород, а сјајноста на ѕвездата се зголемува. Ова резултира со многу пократко времетраење во оваа фаза во споредба со животниот век на главната низа. (На пример, се предвидува дека Сонцето ќе потроши 130 милиони години согорувајќи хелиум, во споредба со околу 12 милијарди години согорувајќи водород.) Така, околу 90% од набљудуваните ѕвезди над 0,5 M_☉ ќе бидат на главната низа. Во просек, ѕвездите од главната низа се познати дека следат емпириска врска маса-светлина. Осветленоста (L) на ѕвездата е приближно пропорционална со вкупната маса ( M ) како следниов закон за моќност:

Други фактори кои го прошируваат опсегот на главната низа на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм вклучуваат несигурност во растојанието до ѕвездите и присуство на нерешени двојни ѕвезди кои можат да ги променат набљудуваните ѕвездени параметри. Сепак, дури и совршеното набљудување би покажало нејасна главна низа бидејќи масата не е единствениот параметар што влијае на бојата и сјајноста на ѕвездата. Варијациите во хемискиот состав предизвикани од првичните изобилства, ѕвезден развој на ѕвездата, интеракцијата со близок придружник, брзото вртење, или магнетното поле може малку да ја променат позицијата на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм на ѕвездата од главната низа. Како пример, има ѕвезди кои се сиромашни со метал (со многу мало изобилство на елементи со поголем атомски број од хелиумот) кои лежат веднаш под главната низа и се познати како подџуџиња. Овие ѕвезди спојуваат водород во нивните јадра и затоа го означуваат долниот раб на нејасноста на главната низа предизвикана од варијансата во хемискиот состав.

Речиси вертикален регион на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, познат како лента за нестабилност, е окупиран од пулсирачки променливи ѕвезди познати како Кефеидни променливи. Овие ѕвезди се разликуваат по големина во редовни интервали, давајќи им пулсирачки изглед. Лентата го пресекува горниот дел од главната низа во областа на ѕвездите од класа А и F, кои се меѓу една и две соларни маси. Пулсирачките ѕвезди во овој дел од лентата за нестабилност што го сечат горниот дел од главната низа се нарекуваат променливи од типот на Делта Штит. Ѕвездите од главната низа во овој регион доживуваат само мали промени во величината, така што оваа варијација е тешко да се открие. Други класи на нестабилни ѕвезди од главната низа, како што се променливите од типот на Бета Кефеј, не се поврзани со оваа лента на нестабилност.

Животен век

Овој заплет дава пример за односот маса-светлина за ѕвезди од главната низа со нулта возраст. Масата и сјајноста се во однос на денешното Сонце.

Како што неспојувачкиот хелиум се акумулира во јадрото на ѕвездата од главната низа, намалувањето на изобилството на водород по единица маса резултира со постепено намалување на брзината на соединување во таа маса. Со оглед на тоа што енергијата што се снабдува со соединување го одржува притисокот на јадрото и ги поддржува повисоките слоеви на ѕвездата, јадрото постепено се компресира. Ова носи материјал богат со водород во обвивка околу јадрото богато со хелиум на длабочина каде што притисокот е доволен за да дојде до соединување. Високата излезна моќност од оваа обвивка ги турка повисоките слоеви на ѕвездата подалеку. Ова предизвикува постепено зголемување на радиусот и следствено на сјајноста на ѕвездата со текот на времето. На пример, сјајноста на раното Сонце билаб само околу 70% од неговата денешна вредност. Како што старее ѕвездата, таа ја менува својата позиција на дијаграмот за човечки ресурси. Овој развој се одразува во проширувањето на лентата на главната низа која содржи ѕвезди во различни развојни фази.

L\ \propto \ M^{3.5}

Оваа врска се однесува на ѕвездите од главната низа во опсегот 0,1–50 M_☉.^[5]

Количината на гориво достапно за јадреното соединување е пропорционална на масата на ѕвездата. Така, животниот век на ѕвездата на главната низа може да се процени со споредување со соларните развојни модели. Сонцето е ѕвезда од главната низа околу 4,5 милијарди години и ќе стане црвен џин за 6,5 милијарди години,^[6] за вкупен животен век на главната низа од приближно 10¹⁰ години. Оттука:^[7]

\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}

каде M и L се масата и сјајноста на ѕвездата, соодветно, $M_{\bigodot }$ е сончева маса, $L_{\bigodot }$ е сончевата сјајност и $\tau _{\text{MS}}$ е проценетиот животен век на главната низа на ѕвездата.

Точниот однос маса-светлина зависи од тоа колку ефикасно може да се распространи енергијата од јадрото до површината. Поголемата непроѕирност има изолационен ефект што задржува повеќе енергија во јадрото, така што ѕвездата нема потреба да произведува толку многу енергија за да остане во хидростатичка рамнотежа. Спротивно на тоа, помалата непроѕирност значи дека енергијата бега побрзо и ѕвездата мора да согорува повеќе гориво за да остане во рамнотежа.^[8] Доволно високата непроѕирност може да резултира со распространување на енергија преку струење, што ги менува условите потребни за да се остане во рамнотежа.

Кај ѕвездите од главната низа со голема маса, непроѕирноста е доминирана од расејувањето на електроните, кое е речиси константно со зголемување на температурата. Така, сјајноста се зголемува само како коцката од масата на ѕвездата. За ѕвезди под 10 M_☉, непроѕирноста станува зависна од температурата, што резултира со сјајноста што варира приближно како четвртата моќност од масата на ѕвездата.^[5] За ѕвездите со многу мала маса, молекулите во атмосферата исто така придонесуваат за непроѕирноста. Под околу 0,5 M_☉, сјајноста на ѕвездата варира во однос на масата до моќноста од 2,3, што создава израмнување на наклонот на графиконот на масата наспроти сјајноста. Сепак, дури и овие усовршувања се само приближна вредност, а односот маса-светлина може да варира во зависност од составот на ѕвездата.

Развојни патеки

Развојна патека на ѕвезда како сонцето

Х-Р дијаграм за две отворени кластери: NGC 188 (сино) е постар и покажува помало исклучување од главната низа од M67 (жолто). Точките надвор од двете низи се претежно ѕвезди во преден план и заднина без никаква врска со кластерите.

Ѕвезди со помалку од 0.23 M_☉ ^[9] се предвидува дека директно ќе станат бели џуџиња кога генерирањето енергија со јадрено соединување на водород во нивното јадро ќе запре, но ѕвездите во овој опсег на маса имаат животен век на главната низа подолг од сегашната возраст на универзумот, така што не ѕвездите се доволно стари за да се случи ова.

Кај ѕвездите помасивни од 0.23 M_☉, водородот што го опкружува јадрото на хелиумот достигнува доволна температура и притисок за да се подложи на соединување, образувајќи обвивка што гори водород и предизвикува проширување и ладење на надворешните слоеви на ѕвездата. Етапата кога овие ѕвезди се оддалечуваат од главната низа е позната како подџиновска гранка; тој е релативно краток и се појавува како празнина во развојната патека бидејќи неколку ѕвезди се забележани во таа точка.

Кога јадрото на хелиумот на ѕвездите со мала маса станува дегенерирано, или кога надворешните слоеви на ѕвездите со средна маса се ладат доволно за да станат непроѕирни, нивните водородни обвивки се зголемуваат во температурата и ѕвездите почнуваат да стануваат посјајни. Ова е познато како гранка на црвениот џин; тоа е релативно долготрајна фаза и се појавува видно во Х–Р дијаграмите. Овие ѕвезди на крајот ќе го завршат својот живот како бели џуџиња.^[10]^[11]

Најмасивните ѕвезди не стануваат црвени џинови; наместо тоа, нивните јадра брзо стануваат доволно жешки за да спојат хелиум и на крајот потешки елементи и тие се познати како суперџинови. Тие следат приближно хоризонтални развојни патеки од главната низа низ врвот на дијаграмот. Суперџиновите се релативно ретки и не се прикажани видно на повеќето Х–Р дијаграми. Нивните јадра на крајот ќе пропаднат, што обично води до супернова и оставајќи зад себе или неутронска ѕвезда или црна дупка.^[12]

Кога ќе се образува ѕвездено јато приближно во исто време, животниот век на главната низа на овие ѕвезди ќе зависи од нивните индивидуални маси. Најмасивните ѕвезди први ќе ја напуштат главната низа, а потоа ѕвездите со уште помала маса. Положбата каде ѕвездите во јатото ја напуштаат главната низа е позната како точка на исклучување. Со познавање на животниот век од главната низа на ѕвездите во овој момент, станува возможно да се процени староста на јатото.^[13]

Забелешки

↑ Со мерење на разликата помеѓу овие вредности, се елиминира потребата за корекција на величините за растојание. Сепак, ова може да биде под влијание на меѓуѕвезденото истребување.
↑ Сонцето е типична ѕвезда од типот G2V.

Наводи

↑ „The Brightest Stars Don't Live Alone“. ESO Press Release. Посетено на 27 July 2012.
↑ ^2,0 ^2,1 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. Посетено на 2007-12-03.
↑ Pettersen, B. R.; Hawley, S. L. (1989-06-01). „A spectroscopic survey of red dwarf flare stars“. Astronomy and Astrophysics. 217: 187–200. Bibcode:1989A&A...217..187P. ISSN 0004-6361.
↑ „A course on stars' physical properties, formation and evolution“ (PDF). University of St. Andrews. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-12-02. Посетено на 2010-05-18.
↑ ^5,0 ^5,1 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. стр. 28. ISBN 978-0-387-94138-7.
↑ Imamura, James N. (7 February 1995). „Mass-Luminosity Relationship“. University of Oregon. Архивирано од изворникот на 14 December 2006. Посетено на 8 January 2007.
↑ 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. Архивирано од изворникот на 20 January 2013. Посетено на 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.
↑ Sitko, Michael L. (24 March 2000). „Stellar Structure and Evolution“. University of Cincinnati. Архивирано од изворникот на 26 March 2005. Посетено на 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.

[4] Со мерење на разликата помеѓу овие вредности, се елиминира потребата за корекција на величините за растојание. Сепак, ова може да биде под влијание на меѓуѕвезденото истребување.

[bydef-6] Сонцето е типична ѕвезда од типот G2V.

[1] „The Brightest Stars Don't Live Alone“. ESO Press Release. Посетено на 27 July 2012.

[science295_5552-2] 2,0 ^2,1 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. Посетено на 2007-12-03.

[3] Pettersen, B. R.; Hawley, S. L. (1989-06-01). „A spectroscopic survey of red dwarf flare stars“. Astronomy and Astrophysics. 217: 187–200. Bibcode:1989A&A...217..187P. ISSN 0004-6361.

[5] „A course on stars' physical properties, formation and evolution“ (PDF). University of St. Andrews. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-12-02. Посетено на 2010-05-18.

[rolfs_rodney88-7] 5,0 ^5,1 Rolfs, Claus E.; Rodney, William S. (1988). Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-72457-7.

[apj418-8] 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_kawaler94-9] Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D. (1994). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution. Birkhäuser. стр. 28. ISBN 978-0-387-94138-7.

[imamura07-10] Imamura, James N. (7 February 1995). „Mass-Luminosity Relationship“. University of Oregon. Архивирано од изворникот на 14 December 2006. Посетено на 8 January 2007.

[romp692-11] 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.

[pmss_atoe-12] Staff (12 October 2006). „Post-Main Sequence Stars“. Australia Telescope Outreach and Education. Архивирано од изворникот на 20 January 2013. Посетено на 2008-01-08.

[aaas141-13] 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.

[sitko00-14] Sitko, Michael L. (24 March 2000). „Stellar Structure and Evolution“. University of Cincinnati. Архивирано од изворникот на 26 March 2005. Посетено на 2007-12-05.

[science299_5603-15] 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.

[1]

[2]

[3]

[note 1]

[4]

[note 2]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]