Русская Википедия:Главная последовательность
Главная последовательность — стадия эволюции звёзд, а также область на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, образованная звёздами на этой стадии, и соответствующий класс светимости.
На главную последовательность звёзды попадают после стадии протозвезды — когда их единственным источником энергии становятся термоядерные реакции синтеза гелия из водорода, идущие в ядре. В этот момент возраст звезды считается нулевым и она находится на так называемой начальной главной последовательности. По мере исчерпания водорода звезда становится немного ярче, отходит от начальной главной последовательности и, когда в ядре не остаётся водорода, звезда окончательно покидает главную последовательность, причём то, как это происходит, зависит от массы звезды. Однако в любом случае дальнейшие стадии эволюции длятся гораздо меньше, чем стадия главной последовательности, и, как следствие, абсолютное большинство звёзд во Вселенной, включая Солнце, принадлежит главной последовательности. Планетные системы звёзд главной последовательности с небольшой массой представляют интерес при поиске обитаемых планет — ввиду длительного существования и стабильных размеров зоны обитаемости.
Главная последовательность была впервые обнаружена и описана в начале XX века в нескольких независимых работах, в которых строилась диаграмма спектр — светимость. В середине XX века была выяснена природа и эволюция звёзд главной последовательности.
На диаграмме Герцшпрунга — Рассела главная последовательность проходит по диагонали: из верхнего левого угла (высокие светимости, синий цвет) в правый нижний угол (низкие светимости, красный цвет). Таким образом, значения масс, размеров, температур и светимостей звёзд главной последовательности тесно связаны друг с другом и лежат в довольно широком диапазоне.
Свойства
Основные свойства
Светимости, радиусы и температуры звёзд главной последовательности варьируют в довольно широком диапазоне: встречаются светимости от Шаблон:E до Шаблон:E Шаблон:Lo (и абсолютные звёздные величины от −6m до +16m[1]), радиусы — от 0,1 до более чем 10 Шаблон:Ro, температуры — от 3 до 50 тысяч KШаблон:Sfn[2]. Тем не менее, эти величины тесно связаны, в результате чего звёзды главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Рассела занимают практически диагональную полосу, проходящую от ярких голубых звёзд к тусклым краснымШаблон:Sfn. Звёзды главной последовательности имеют класс светимости VШаблон:Sfn. 90 % всех звёзд, в том числе и Солнце, принадлежит главной последовательности, что обусловлено большой длительностью этой стадии эволюции (см. нижеШаблон:Переход)Шаблон:Sfn.
Вышеперечисленные параметры определяются в первую очередь массой звезды. На них влияют и другие свойства звезды, но в гораздо меньшей степени, чем масса (см. нижеШаблон:Переход)Шаблон:Sfn. Если считать звезду абсолютно чёрным телом, то её светимость <math>L</math> пропорциональна квадрату радиуса <math>R</math> и четвёртой степени эффективной температуры <math>T</math> по закону Стефана — БольцманаШаблон:Sfn:
- <math>L = 4 \pi R^{2} \sigma T^{4},</math>
где <math>\sigma</math> — постоянная Стефана — Больцмана. Этот закон применим ко всем звёздам, а не только к звёздам главной последовательности. Для звёзд главной последовательности масса и светимость связаны одноимённым соотношением: теоретически его можно оценить как <math>L \propto M^\alpha</math>, где <math>\alpha = 3</math>, однако для реальных звёзд <math>\alpha</math> может принимать значения от 1 до 5 в разных диапазонах массШаблон:Sfn. Связь массы и радиуса звезды часто описывается похожим соотношением — <math>R \propto M^\beta</math>, где <math>\beta</math> принимает значения не более 1 в разных диапазонах масс[3], но иногда это соотношение приближают более сложными функциями[4].
В любом случае выходит, что все четыре параметра оказываются тесно связанными. Теоретические ограничения на массу ограничивают диапазон остальных параметров звёзд. Максимальная масса устойчивых звёзд составляет около 120 Шаблон:Mo. Хотя известны более массивные звёзды, они оказываются неустойчивыми, пульсируют и теряют массу, выбрасывая вещество в открытый космос, пока не становятся устойчивыми[5]. Нижний предел массы — около 0,08 Шаблон:Mo: при меньшей массе звезда неспособна поддерживать горение водорода в своих недрах и является коричневым карликом, а не звездойШаблон:Sfn.
Масса, Шаблон:Mo | Светимость, Шаблон:Lo | Радиус, Шаблон:Ro | Температура, K | Спектральный класс | Примеры |
---|---|---|---|---|---|
120 | 1,8Шаблон:E | 15,8 | 53300 | O3 | |
85 | 1,0Шаблон:E | 13,2 | 50700 | O3 | |
60 | 530000 | 10,6 | 48200 | O4 | |
40 | 240000 | 8,6 | 43700 | O5 | |
25 | 79000 | 6,6 | 38000 | O7 | |
20 | 45000 | 5,8 | 35000 | O8 | |
15 | 20000 | 4,9 | 31000 | B0 | Бекрукс |
12 | 10000 | 4,3 | 28100 | B1 | |
9 | 4100 | 3,7 | 24200 | B2 | Спика |
7 | 1800 | 3,3 | 20900 | B3 | |
5 | 550 | 2,7 | 17200 | B4 | |
4 | 240 | 2,4 | 14900 | B5 | Ахернар |
3 | 81 | 2,0 | 12200 | B7 | Регул |
2,5 | 39 | 1,84 | 10700 | B9 | Сириус |
2 | 16 | 1,64 | 9080 | A2 | Фомальгаут |
1,7 | 8,0 | 1,52 | 7960 | A7 | Альтаир |
1,35 | 4,0 | 1,2 | 6400 | F5 | Процион |
1,08 | 1,45 | 1,05 | 5900 | G0 | Альфа Центавра A |
1 | 1 | 1 | 5800 | G2 | Солнце |
0,95 | 0,7 | 0,91 | 5600 | G5 | Мю Кассиопеи |
0,85 | 0,44 | 0,87 | 5300 | G8 | Тау Кита |
0,83 | 0,36 | 0,83 | 5100 | K0 | |
0,78 | 0,28 | 0,79 | 4830 | K2 | Эпсилон Эридана |
0,68 | 0,18 | 0,74 | 4370 | K5 | Альфа Центавра B |
0,33 | 0,03 | 0,36 | 3400 | M2 | Лаланд 21185 |
0,20 | 0,0005 | 0,21 | 3200 | M4 | Росс 128 |
0,10 | 0,0002 | 0,12 | 3000 | M6 | Вольф 359 |
При формировании звёзды главной последовательности однородны и состоят в основном из водорода (около 91 % по количеству частиц, 75 % по массе) и гелия (около 9 % по числу частиц, 25 % по массе) — их состав близок к составу межзвёздной среды[6]Шаблон:SfnШаблон:Sfn. Также эти звёзды содержат небольшое количество более тяжёлых элементов[7]. Со временем доля гелия в центре возрастает вследствие идущих термоядерных реакцийШаблон:Sfn.
Звёзды главной последовательности принято называть «карликами» вне зависимости от их размера[8] — например, Солнце является жёлтым карликом. Тем не менее, отличие от звёзд-гигантов по светимости прослеживается только для звёзд поздних спектральных классов. Звёзды главной последовательности классов O, B, A и F на диаграмме Герцшпрунга — Рассела располагаются практически там же, где и гиганты этих спектральных классов[1][9]. Кроме того, не все звёзды, называемые карликами, относятся к главной последовательности: к примеру, белые карлики или коричневые карлики не являются звёздами главной последовательности[10].
Вариации температур и светимостей
При сгорании водорода в ядре звёзд образуется гелий, с которым в период, пока звезда находится на стадии главной последовательности, не проходят никакие термоядерные реакции. Водорода в ядре остаётся меньше, из-за чего звезда вынуждена постепенно сжиматься, чтобы компенсировать падение темпа реакций. Это увеличивает давление в ядре, и, следовательно, мощность энерговыделения и светимость звездыШаблон:Sfn. Таким образом, звезда меняет своё положение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела ещё тогда, когда находится на главной последовательности, до схода с неё[11]. Например, 4,5 миллиарда лет назад Солнце, уже будучи звездой главной последовательности, имело светимость около 70 % от современной[12].
Другие явления, такие, как быстрое вращение также могут повлиять на смещение звезды относительно главной последовательности[13]. На светимость и температуру поверхности также влияет металличность звезды. Выделяют отдельный класс звёзд, называемый субкарликами: они выделяют энергию за счёт горения водорода в ядре, но это старые звёзды, бедные тяжёлыми элементами. Из-за этого субкарлики имеют звёздные величины на 1—2m слабее, чем звёзды главной последовательности тех же спектральных классов[14]. Наконец, среди звёзд главной последовательности существуют переменные звёзды, например, переменные типа Дельты Щита, которые, в силу переменности, с некоторым периодом меняют своё положение на диаграмме[15]. Все эти обстоятельства обеспечивают звёздам главной последовательности некоторый разброс на диаграмме цвет — светимость, особенно в области ранних спектральных классов[11].
Строение
Шаблон:Основная статья Ядро является наиболее плотной и горячей частью звезды, в которой происходят ядерные реакции и выделяется энергия (см. нижеШаблон:Переход)Шаблон:Sfn. Энергия из ядра может переноситься к поверхности двумя основными способами: конвекцией — перемешиванием вещества, и лучистым переносом — последовательным поглощением и переизлучением фотонов. Конвекция появляется только в том случае, если лучистый перенос неспособен быстро переносить энергию и в какой-то области звезды образуется достаточно большой градиент температуры, что делает её неустойчивой к конвекцииШаблон:Sfn[16].
У звёзд больших масс энерговыделение сильно сосредоточено к центру: например, в звезде массой 10 Шаблон:Mo 90 % энергии выделяется во внутренних 10 % массы звезды, а в звезде массой 1 Шаблон:Mo такая же доля энергии выделяется во внутренних 70 % массыШаблон:Sfn. Поэтому в ядре градиент температуры достаточно велик и у звёзд с массами более 1,5 Шаблон:Mo ядро конвективно, а внешние слои являются областью лучистого переноса. При уменьшении массы размер конвективного ядра становится меньше и появляется конвективная зона у поверхности звезды, так как из-за более низкой температуры внешние слои становятся непрозрачными и уменьшают эффективность лучистого переноса. При массе звезды менее 1,15 Шаблон:Mo конвективное ядро полностью исчезает. Таким образом, в диапазоне масс 1,15—1,5 Шаблон:Mo звезда имеет две небольших конвективных зоны — в ядре и у поверхности, в то время как остальные части звезды устойчивы к конвекции. При дальнейшем уменьшении массы звезды конвективная зона у поверхности увеличивается, и для звёзд массой менее 0,2—0,5 Шаблон:Mo она распространяется на весь объём звездыШаблон:SfnШаблон:Sfn — маломассивные звёзды являются полностью конвективными[16][17].
Структура звезды влияет на её эволюцию (см. нижеШаблон:Переход): например, маломассивные звёзды полностью конвективны, поэтому гелий, вырабатываемый в ядрах таких звёзд, переносится по всему их объёму. Они остаются химически однородными и продолжают термоядерный синтез до тех пор, пока весь водород в звезде не будет исчерпан. Напротив, у более массивных звёзд в определённый момент образуется гелиевое ядро, и реакции в центре прекращаютсяШаблон:Sfn. Структура звезды может меняться со временем: по мере накопления гелия прозрачность вещества увеличивается, что может приводить к остановке конвекции в ядрах маломассивных звёзд[18].
Энерговыделение
Шаблон:Основная статья Звёзды главной последовательности выделяют энергию с помощью термоядерных реакций: все они синтезируют гелий из водорода. Существует два пути синтеза гелия: протон-протонный цикл и CNO-цикл. Первый доминирует у звёзд массой менее 1,5 Шаблон:Mo, второй же вносит основной вклад в светимость более массивных звёздШаблон:Sfn.
При увеличении массы звезды увеличивается температура и плотность в её ядре, а от этих параметров, в свою очередь, зависит частота термоядерных реакций, и, следовательно, мощность энерговыделения. Для протон-протонного цикла мощность пропорциональна 4-й степени температуры в ядре, а для CNO-цикла — 17-й, поэтому при высоких температурах CNO-цикл начинает играть главную роль[16][19].
Диапазон температур в центрах звёзд довольно невелик: например, для звезды с массой 0,1 Шаблон:Mo температура в ядре составляет 4 миллиона кельвинов, а для звезды с массой 50 Шаблон:Mo — 40 миллионов. Эффективность протон-протонного цикла и CNO-цикла сравнивается при температуре 18 миллионов кельвинов (которая как раз достигается в звёздах с массой 1,5 Шаблон:Mo), у Солнца с центральной температурой в 16 миллионов кельвинов только 10% энергии выделяется в CNO-цикле[16][19]Шаблон:Sfn.
У звёзд с очень низкой металличностью нуклеосинтез идёт по-другому. Одна из особенностей CNO-цикла состоит в том, что для его хода необходимо наличие углерода, азота и кислорода в веществе звезды. Если этих элементов недостаточно — менее Шаблон:E—Шаблон:E массы звезды, то CNO-цикл проходить не может, и единственным источником энергии остаётся протон-протонный цикл. Чтобы с его помощью выделять достаточно энергии для сохранения гидростатического равновесия, ядро звезды вынуждено сжиматься и нагреваться гораздо сильнее, чем для звезды с нормальной металличностью. В этом случае температура в центре массивных звёзд может достигать 100 миллионов кельвинов, чего уже достаточно для прохождения тройного альфа-процесса с участием гелия. В этой реакции вырабатывается углерод, и, когда его становится достаточно много, энергия начинает выделяться за счёт CNO-цикла, а температура и давление в ядре звезды понижаются до значений, наблюдаемых у нормальных звёзд. Считается, что описанный сценарий реализовывался у звёзд гипотетического населения III: они должны были сформироваться из вещества, образованного при первичном нуклеосинтезе, которое практически не содержало элементов тяжелее гелияШаблон:Sfn.
Эволюция
Переход на главную последовательность
Звёзды попадают на стадию главную последовательность после стадии протозвезды, во время которой звезда выделяет энергию за счёт собственного сжатия, но в его конце в ядре звёзды начинается термоядерный синтез. Первоначально сгорают литий и бериллий, после чего начинается синтез гелия из водорода, который какое-то время сопровождается сгоранием дейтерия и гелия-3. Когда мощность этих реакций сравнивается со светимостью звезды, она прекращает сжиматься. Вскоре после этого достигается равновесие между расходом и выработкой дейтерия и гелия-3, а единственным источником энергии звезды становятся термоядерные реакции с участием водорода. Принято считать, что в этот момент звезда попадает на главную последовательность и отсчитывать от него возраст звезды. Область диаграммы Герцшпрунга — Рассела, где располагаются звёзды нулевого возраста, называется начальной главной последовательностью или главной последовательностью нулевого возраста. Она расположена в нижней части главной последовательности — со временем звёзды становятся ярчеШаблон:Sfn[20]Шаблон:Sfn.
Эволюция на главной последовательности
При сгорании водорода в ядре звезды накапливается гелий — в зависимости от массы звезды и расположения конвективной зоны он может как равномерно распределяться по всему объёму звезды, так и оставаться внутри ядра. В любом случае, пока звезда находится на главной последовательности, реакции с участием гелия не идут, а концентрация водорода падает. Чтобы компенсировать падение темпа реакций, ядро звезды сжимается и нагревается, что в итоге приводит к увеличению светимости. Повышение светимости сочетается с уменьшением температуры поверхности для массивных звёзд и её ростом для маломассивных — звезда отходит от начальной главной последовательностиШаблон:Sfn.
Так, например, за время пребывания на главной последовательности Солнце увеличит свою светимость более чем в 3 раза: 4,5 миллиарда лет назад Солнце находилось на начальной главной последовательности и имело светимость 0,7 Шаблон:Lo, а через 6,4 миллиарда лет, когда водород в ядре будет исчерпан, оно сойдёт с главной последовательности, имея светимость 2,2 Шаблон:Lo. Радиус Солнца за время этой стадии увеличится от 0,9 до 1,6 Шаблон:Ro[12].
Сход с главной последовательности
Хотя у всех звёзд главной последовательности накапливается гелий, что в определённый момент приводит к прекращению реакций в ядре, звёзды разной массой завершают эту стадию эволюции по-разномуШаблон:SfnШаблон:Sfn.
Звёзды с массами более 1,2—1,3 Шаблон:Mo имеют конвективное ядро достаточных размеров, чтобы в его границах проходили все термоядерные реакции. Ядра таких звёзд химически однородны, и, как следствие, когда доля водорода в ядре падает ниже некоторого предела, реакции прекращаются сразу во всём ядре. Начинается общее сжатие, за счёт которого звезда излучает, при этом она нагревается и становится немного ярче — на диаграмме Герцшпрунга — Рассела звезда движется вверх и влево, описывая так называемый крюк (Шаблон:Lang-en)[21]. Благодаря сжатию слои вокруг гелиевого ядра становятся достаточно горячими и плотными, чтобы там началось горение водорода. Сжатие прекращается, а звезда сходит с главной последовательности и становится субгигантомШаблон:SfnШаблон:SfnШаблон:Sfn.
У менее массивных звёзд, с массами менее 1,2—1,3 Шаблон:Mo, но более 0,2 Шаблон:Mo, конвективное ядро имеет либо слишком малый размер, либо отсутствует, а источники энергии в гораздо меньшей степени сосредоточены в центре. В результате в различных областях звезды водород расходуется с разной скоростью, а звезда оказывается химически неоднородна. В самом центре звезды водород исчерпывается в первую очередь, но в других областях его горение продолжается, поэтому общего сжатия не происходит. В первое время образование гелиевого ядра не влияет на наблюдаемую эволюцию звезды и она не сходит с главной последовательности. Лишь когда ядро становится достаточно массивным и начинает сжиматься, а внешние слои — расширяться и охлаждаться, считается, что звезда переходит на ветвь субгигантов[12]Шаблон:SfnШаблон:Sfn.
Звёзды наименьшей массы — менее 0,2 Шаблон:Mo, полностью конвективны и остаются химически однородными на протяжении практически всей своей эволюцииШаблон:SfnШаблон:Sfn. По мере накопления гелия такие звёзды — красные карлики — становятся ярче и горячее и превращаются в голубые карлики, а затем, когда водород во всей звезде исчерпывается — в белые карлики. Однако из-за очень большого срока жизни таких звёзд, который должен превышать возраст Вселенной (см. нижеШаблон:Переход), заметно проэволюционировавшие звёзды малых масс не наблюдаются — имеются лишь теоретические расчёты эволюции таких звёзд[18][22]Шаблон:Sfn.
Длительность стадии главной последовательности
Срок нахождения звезды на главной последовательности определяется количеством энергии, которое звезда может получить, сжигая водород в ядре, и её светимостью. При делении одной величины на другую получается время, называемое ядерной временной шкалой. Например, если Солнце сможет сжечь в ядре около 10 % своей массы, а при превращении водорода в гелий только 0,7 % массы вещества переходит в энергию, то ядерная временная шкала для Солнца <math>t_\odot</math> может быть оценена какШаблон:Sfn:
- <math>t_\odot \approx \frac{0.007 \cdot 0.1 M_\odot c^2}{L_\odot},</math>
где <math>M_\odot</math> — масса Солнца, <math>L_\odot</math> — солнечная светимость, <math>c</math> — скорость света. Величина <math>t_\odot</math> получается равной порядка Шаблон:E лет. Из таких же соображений ядерную временную шкалу <math>t</math> можно оценить и для других звёздШаблон:Sfn:
- <math>t \approx t_\odot \frac{M}{M_\odot} \frac{L_\odot}{L},</math>
где <math>M, L</math> — соответственно масса и светимость выбранной звезды. Для звёзд главной последовательности светимость возрастает быстрее массы, поэтому, чем больше масса звезды, тем меньше её срок её нахождения на этой стадии. Если грубо принять соотношение масса — светимость за <math>L \propto M^4</math> для большинства звёзд, то время жизни будет зависеть от массы как <math>t \propto M^{-3}</math>. Для наиболее массивных звёзд соотношение приближается к <math>L \propto M</math>, поэтому для них срок жизни перестаёт уменьшаться с ростом массы и приходит к значению порядка нескольких миллионов лет, что очень мало по астрономическим меркамШаблон:SfnШаблон:Sfn. Напротив, самые маломассивные звёзды могут находиться на главной последовательности до десятков триллионов лет. Такой большой срок, превышающий нынешний возраст Вселенной, достигается не только благодаря низкой светимости, но и по той причине, что самые маломассивные звёзды полностью конвективны и тратят в ядерных реакциях весь водород, который имеют[18][22]Шаблон:Sfn.
Эта особенность позволяет определять возраст звёздных скоплений с учётом того, что звёзды в них образовались практически одновременно. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела для скопления главная последовательность ограничена слева и переходит в ветвь субгигантов: самые массивные звёзды уже сошли с главной последовательности, а те звёзды, срок жизни которых совпадает с возрастом скопления, должны переходить на ветвь субгигантов и находиться на точке поворота. Чем более тусклыми и красными являются звёзды на точке поворота, тем меньше их масса и тем больше возраст скопленияШаблон:SfnШаблон:Sfn.
Стадия главной последовательности также является самой длительной стадией эволюции звёзд, поэтому 90 % звёзд принадлежит именно главной последовательностиШаблон:SfnШаблон:Sfn. Это вызвано тем, что на последующих стадиях звёзды имеют значительно большую светимость и быстрее расходуют энергию. Кроме того, горение водорода обеспечивает большее энерговыделение на единицу массы, чем другие термоядерные реакции, а сам водород — наиболее распространённый элемент во Вселенной[23]. Так, например, для Солнца с начала его формирования до превращения в белый карлик пройдёт 12,4 миллиарда лет, из которых на главной последовательности оно проведёт 10,9 миллиардов лет[12]. При этом параметры звёзд во время стадии главной последовательности меняются слабее, чем на других стадиях, поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела главная последовательность оказывается не только самой многочисленной, но и очень плотно заселённой областьюШаблон:Sfn.
По вышеперечисленным причинам звёзды главной последовательности небольших масс представляют интерес при поиске потенциально обитаемых планет и внеземной жизни. Благодаря малой скорости изменения светимости, размер зоны обитаемости вокруг звезды также меняется медленно, поэтому у жизни оказывается достаточно времени для появления и развития. Звёзды главной последовательности, более массивные, чем Солнце, эволюционируют быстрее и дают планетам меньше времени для развития на них жизни. У наименее массивных звёзд наличие жизнепригодных планет также маловероятно: зона обитаемости располагается очень близко к ним, поэтому планеты с высокой вероятностью оказываются приливно синхронизированными и подвергаются сильному воздействию звёздного ветра. По этим причинам наиболее предпочтительными для возникновения жизни считаются жёлтые и оранжевые карлики[24]Шаблон:Sfn.
История изучения
Предпосылкой к обнаружению главной последовательности стало построение диаграммы «цвет — абсолютная звёздная величина» для некоторых звёзд. Впервые их использовали в своих работах независимо друг от друга Эйнар Герцшпрунг и Генри Расселл в 1905—1913 годах, благодаря чему такие диаграммы и подобные им стали называть диаграммами Герцшпрунга — Рассела. Оба учёных ожидали увидеть приблизительно равномерное распределение звёзд на диаграмме, но обнаружили, что большинство звёзд располагается вдоль диагональной полосы, которая и была названа главной последовательностьюШаблон:SfnШаблон:Sfn. Герцшпрунг также заметил, что звёзды поздних спектральных классов бывают либо гораздо ярче, либо гораздо тусклее, чем Солнце, и ввёл термины «гиганты» и «карлики» применительно к звёздам[9].
В 1943 году Уильям Морган, Филипп Кинан и Шаблон:Не переведено 3 улучшили систему спектральной классификации, добавив в неё класс светимости. Усовершенствованная система получила название Йеркской системы, звёзды главной последовательности получили в ней класс светимости V. Принадлежность звезды к классу светимости стало возможно определять не только на основании светимости, но и по виду спектра, в частности, по ширине спектральных линий[25]Шаблон:SfnШаблон:Sfn.
Вместе с тем развивались представления о физических свойствах звёзд и их эволюции. В конце XIX века считалось, что все звёзды излучают за счёт гравитационного сжатия, но такая гипотеза была отвергнута, поскольку она не могла объяснить тот факт, что Солнце существует уже миллиарды лет. В начале XX века Артур Эддингтон выдвинул гипотезу, что звёзды излучают благодаря превращению водорода в гелий с потерей массы, а в 1930-х годах были открыты протон-протонный цикл и CNO-цикл, посредством которых такое превращение возможно[26].
Хотя долгое время существовало представление о том, что звёзды главной последовательности и гиганты являются разными стадиями эволюции, направление эволюции не было точно известно. В 1954 году Аллан Сендидж выяснил, что звёзды становятся гигантами после стадии главной последовательности, а не наоборот. Кроме того, он обнаружил, что звёзды главной последовательности в основном эволюционируют перпендикулярно ей, а не вдоль. Таким образом, представление о главной последовательности уже приблизилось к современным[26].
На данный момент уже разработаны подробные модели эволюции, учитывающие множество эффектов, например, вращение звезды и потеря ей массы. Большое внимание в таких моделях уделяется стадии главной последовательности[27][28]. Исследования с помощью современных телескопов, таких как Gaia, предоставляют большие объёмы информации о звёздах, в том числе и о звёздах главной последовательности, что позволяет точно определять их свойства[29].
Примечания
Литература
Ссылки
Шаблон:ВС Шаблон:Звёзды Шаблон:Спектральная классификация звёзд Шаблон:Избранная статья
- ↑ 1,0 1,1 Шаблон:Cite web
- ↑ 2,0 2,1 Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:БРЭ
- ↑ 9,0 9,1 Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ 11,0 11,1 Шаблон:Cite web
- ↑ 12,0 12,1 12,2 12,3 Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:БРЭ
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ 16,0 16,1 16,2 16,3 Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ 18,0 18,1 18,2 Шаблон:Статья
- ↑ 19,0 19,1 Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ 22,0 22,1 Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Книга
- ↑ 26,0 26,1 Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья