Головна послідовність

Головна послідовність — це вузька смуга на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, яка перетинає діаграму по діагоналі — з лівого верхнього до правого нижнього кута діаграми. На неї потрапляє понад 90 % усіх відомих зір Чумацького Шляху, зокрема Сонце.

Діаграма Герцшпрунга — Рассела з нанесеними 2300 найближчими зорями. Чітко видно переважне скупчення зір на ділянці головної послідовності. Світність Сонця взято за одиницю.

Головна послідовність розташована приблизно на діагоналі діаграми, проходячи з її верхнього лівого кута (який відповідає високій світності, синій колір) у правий нижній кут (низькі світності, червоний колір). Тобто зорі головної послідовності лежать у досить широкому діапазоні значень мас, температур і світностей.

Історія

Структура

Докладніше: Спектральна класифікація зір

У верхню (ліву) частину головної послідовності потрапляють зорі високої світності та температури — блакитні гіганти. Якщо рухатися вздовж головної послідовності вправо донизу світність та температура зір зменшується. У праву (нижню) частину потрапляють червоні карлики^[1].

Сонце розташовано на головній послідовності десь посередині — у місці перетину з кольоровим індексом B-V 0,66 (температура 5780 K, спектральний клас G2).

Джерела енергії

Докладніше: Зоряний нуклеосинтез

Джерелом енергії зір головної послідовності є реакції термоядерного синтезу, у яких водень перетворюється на гелій^[1].

У зір малої маси перетворення водню на гелій відбуваються шляхом водневого циклу.

Зі збільшенням маси зорі все більшого значення набуває вуглецево-азотний цикл.

У зір із масою більше 1,2M_☉ саме цей механізм енерговиділення є головним^[2].

Еволюційне значення

Докладніше: Еволюція зір

За сучасною теорією зоряної еволюції, на головну послідовність потрапляють протозорі, коли у їх ядрі розпочинаються термоядерні реакції водневого циклу^[3]. Час «спалювання» водню в ядрі зорі порівняно великий і залежить від її маси. Для Сонця цей час становить близько 10 млрд років, для інших зір він приблизно дорівнює ${\displaystyle {\frac {10}{M^{3}}}}$ млрд років, де M — маса зорі (у масах Сонця)^[1]. Стадія перебування на головній послідовності — найтриваліший етап еволюції зорі. Саме цим і пояснюється переважна концентрація зір на ділянці головної послідовності.

Див. також

• Зорі до головної послідовності

Посилання

1. Головна послідовність // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 115. — ISBN 966-613-263-X.
2. Вуглецево-азотний цикл // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 88. — ISBN 966-613-263-X.
3. Derek Ward-Thompson; Anthony P. Whitworth (2011). An Introduction to Star Formation. Cambridge University Press. с. 119. ISBN 978-1107627468.