Dãy chính

Trong thiên văn học, dãy chính (hoặc dải chính) là một dải hay đường liên tục rõ rệt thể hiện các sao khi vẽ chúng trên biểu đồ chỉ mục màu so với độ sáng. Biểu đồ màu-độ sáng còn gọi là biểu đồ Hertzsprung–Russell mang tên các nhà thiên văn học Ejnar Hertzsprung và Henry Norris Russell. Các ngôi sao trên dãy này được gọi là sao dãy chính hoặc sao "lùn".^[1][2]

Mặt Trời là ví dụ hay gặp nhất của một ngôi sao thuộc dãy chính.

Biểu đồ Hertzsprung–Russell thể hiện độ sáng thực (hay cấp sao tuyệt đối) của ngôi sao so với chỉ mục màu (biểu diễn bằng B-V). Dãy chính thể hiện là một dải chéo rõ rệt chạy từ phía trên bên trái xuống phía dưới bên phải. Biểu đồ vẽ 22.000 sao với dữ liệu từ Danh lục Hipparcos cùng với 1.000 độ sáng thấp (sao lùn trắng và sao lùn đỏ) từ Danh lục Gliese các sao ở gần.

Sau khi một ngôi sao hình thành, nó sinh ra năng lượng nhiệt trong vùng lõi đặc nhờ phản ứng tổng hợp các hạt nhân nguyên tử hiđrô thành hạt nhân heli. Trong giai đoạn này của ngôi sao, nó nằm trên dải chính tại vị trí xác định chủ yếu bởi khối lượng của nó, nhưng cũng còn bởi thành phần hóa học và những yếu tố khác. Tất cả các sao dãy chính đều nằm trong trạng thái cân bằng thủy tĩnh, khi áp suất đẩy ra ngoài bởi năng lượng nhiệt phát ra từ lõi cân bằng với áp suất nén vào trong từ các lớp vật chất bên trên bởi trọng lực. Sự phụ thuộc mạnh của tốc độ sản sinh năng lượng trong lõi sao vào nhiệt độ và áp suất giúp ngôi sao tự duy trì quá trình cân bằng này. Năng lượng sinh ra tại lõi truyền lên bề mặt và phát vào không gian tại quang quyển. Năng lượng được tải giữa các lớp hoặc bởi bức xạ hoặc bởi sự đối lưu, với sự đối lưu xảy ra trong những vùng có gradien nhiệt độ chênh nhau lớn, độ cản trở ánh sáng cao (độ mờ đục) hoặc cả hai.

Các nhà thiên văn thỉnh thoảng chia dãy chính thành các phần trên và phần dưới, dựa trên quá trình chủ yếu mà ngôi sao tạo ra năng lượng. Các sao có khối lượng dưới 1,5 lần khối lượng Mặt Trời (hay 1,5 M) chủ yếu tổng hợp các hạt nhân hiđrô trong một chuỗi các phản ứng để tạo thành hạt nhân heli, hay còn gọi là chuỗi proton–proton. Lớn hơn khối lượng này, ở phần phía trên của dãy chính, quá trình tổng hợp hạt nhân chủ yếu sử dụng các hạt nhân nguyên tử cacbon, nitơ và ôxi làm trung gian trong chu trình CNO để tạo ra heli từ các hạt nhân hiđrô. Sao dãy chính với khối lượng lớn hơn hai lần khối lượng Mặt Trời trao đổi năng lượng bằng quá trình đối lưu giữa những vùng lõi trong chúng, làm quấy động những hạt nhân heli mới tạo ra và duy trì tỷ lệ nhiên liệu cần thiết cho phản ứng tổng hợp hạt nhân đủ điều kiện để xảy ra. Bên dưới khối lượng này, các sao có lõi bức xạ toàn bộ năng lượng là chủ yếu và các vùng đối lưu nằm gần bề mặt ngôi sao. Với khối lượng sao giảm, tỉ lệ sao hình thành một lớp vỏ đối lưu tăng dần ổn định, trong khi những sao dãy chính có khối lượng nhỏ hơn 0,4 M trao đổi năng lượng giữa các lớp hoàn toàn bằng quá trình đối lưu. Khi sự đối lưu ở lõi không xảy ra, một lõi giàu heli sẽ hình thành bao quanh bên ngoài lớp hiđrô.

Nói chung, sao có khối lượng càng lớn thì thời gian nó nằm trên dãy chính càng ngắn. Sau khi nhiêu liệu hiđrô tại lõi đã cạn, ngôi sao tiến hóa ra khỏi dãy chính trên biểu đồ HR. Sự hoạt động của ngôi sao bây giờ phụ thuộc vào khối lượng của nó, với các sao có khối lượng bên dưới 0,23 M trực tiếp trở thành sao lùn trắng, trong khi các ngôi sao có khối lượng tới chục lần khối lượng Mặt Trời trải qua giai đoạn sao khổng lồ đỏ và ở cuối giai đoạn chúng trở thành sao neutron.^[3] Những sao có khối lượng lớn hơn nữa thì sẽ kết thúc sự tiến hóa của chúng bằng vụ nổ siêu tân tinh,^[4] hoặc suy sụp trực tiếp thành lỗ đen.

Lịch sử

Biểu đồ Hertzsprung-Russell

Dạng quang phổ

O

B

A

F

G

K

M

L

T

Sao lùn nâu

Sao lùn trắng

Sao lùn đỏ

Sao gần lùn

Dãy chính
("sao lùn")

Sao gần mức
khổng lồ

Sao khổng lồ

Sao khổng lồ đỏ

Sao khổng lồ
xanh

Sao khổng lồ sáng

Sao siêu khổng lồ

Sao siêu khổng lồ đỏ

Sao cực siêu khổng lồ

Cấp sao
tuyệt đối
(M_V)

Hình thành và tiến hóa

Đặc tính

Một số thuật ngữ

Các tham số

Sắp xếp

Bảng dưới đây cho thấy các giá trị tiêu biểu cho các ngôi sao dọc theo dãy chính. Các giá trị của độ sáng ( L ), radius ( R ) và mass ( M ) có liên quan đến Mặt trời-một ngôi sao lùn với phân loại phổ là G2 V. Các giá trị thực tế cho một ngôi sao có thể thay đổi nhiều nhất là 20-30% từ các giá trị được liệt kê bên dưới. ^[5]

Bảng thông số sao của chuỗi chính ^[6]

Phân loại sao	Bán kính	Khối lượng	Độ sáng	Nhiệt độ bề mặt	Ví dụ[7]
	R/R${\displaystyle {\odot }}$</sub	M/M☉	L/L${\displaystyle {\odot }}$	K
O6	18	40	500.000	38.000	Theta1 Orionis C
B0	07,4	18	020.000	30.000	Phi1 Orionis
B5	03,8	06,5	000,800	16.400	Pi Andromedae A
A0	02,5	03,2	000,080	10.800	Alpha Coronae Borealis A
A5	01,7	02,1	000,020	08.620	Beta Pictoris
F0	01,3	01,7	000,006	07.240	Gamma Virginis
F5	01,2	01,3	000,002,5	06.540	Eta Arietis
G0	01,05	01,10	000,001,26	05.920	Beta Comae Berenices
G2	01.00	01.00	000,001.00	05.780	Mặt Trời[note 1]
G5	00,93	00,93	000,000,79	05.610	Alpha Mensae
K0	00,85	00,78	000,000,40	05.240	70 Ophiuchi A
K5	00,74	00,69	000,000,16	04.410	61 Cygni A[8]
M0	00,63	00,47	000,000,063	03.920	Gliese 185[9]
M5	00,32	00,21	000,000,0079	03.120	EZ Aquarii A
M8	00,13	00,10	000,000,0008	02.660	Van Biesbroeck's star[10]

Năng lượng sao

Bài chi tiết: Tổng hợp hạt nhân sao

Cấu trúc sao

Bài chi tiết: Cấu trúc sao

Thay đổi độ sáng

Vòng đời

Xem thêm

• Sao lùn đỏ
• Sao siêu khổng lồ
• Mặt Trời

Ghi chú

1. The Sun is a typical type G2V star.

Đọc thêm

Tổng quan

Kippenhahn, Rudolf, 100 Billion Suns, Basic Books, New York, 1983.

Chuyên khảo

xxxxnhỏ|286x286px|Danh sách các sao dãy chính]]

1. Arnett, David, Supernovae and Nucleosynthesis, Princeton University Press, Princeton, 1996.
2. Bahcall, John N., Neutrino Astrophysics, Cambridge University Press, Cambridge, 1989.
3. Bahcall, John N., Pinsonneault, M.H., and Basu, Sarbani, "Solar Models: Current Epoch and Time Dependengces, Neutrinos, and Helioseismological Properties," The Astrophysical Journal, 555, 990, 2001.
4. Barnes, C. A., Clayton, D. D., and Schramm, D. N.(eds.), Essays in Nuclear Astrophysics, Cambridge University Press, Cambridge, 1982.
5. Bowers, Richard L., and Deeming, Terry, Astrophysics I: Stars, Jones and Bartlett, Publishers, Boston, 1984.
6. Chabrier, Gilles, and Baraffe, Isabelle, "Theory of Low-Mass Stars and Substellar Objects," Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38, 337, 2000.
7. Chandrasekhar, S., An Introduction to the study of stellar Structure, Dover Publications, Inc., New York, 1967.
8. Clayton, Donald D., Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, University of Chicago Press, Chicago, 1983.
9. Cox, J. P., and Giuli, R. T., Principles of Stellar Structure, Gordon and Breach, New York, 1968.
10. Fowler, William., Caughlan, Georgeanne R., and Zimmerman, Barbara A., "Thermonuclear Reaction Rates, I," Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 5, 525, 1967.
11. Fowler, William A., Caughlan, Georgeanne R., and Zimmerman, Barbara A., "Thermonuclear Reaction Rates, II, " Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 13, 69, 1975.
12. Hansen, Carl J., Kawaler, Steven D., and Trimble, Virginia Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Second Edition, Springer-Verlag, New York, 2004.
13. Harris, Michael J., Fowler, William A., Caughlan, Georgeanne R., and Zimmerman, Barbara A., "Thermonuclear Reaction Rates, III," Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 21, 165, 1983.
14. Iben, Icko, Jr, "Stellar Evolution Within and Off the Main Sequence," Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 5, 571, 1967.
15. Iglesias, Carlos A, and Rogers, Forrest J., "Updated Opal Opacities," The Astrophysical Journal, 464, 943, 1996.
16. Kippenhahn, Rudolf, and Weigert, Alfred, Stellar Structure and Evolution, Springer-Verlag, Berlin, 1990.
17. Liebert, James, and Probst, Ronald G., "Very Low Mass Stars," Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25, 437, 1987.
18. Padmanabhan, T., Theoretical Astrophysics, Cambridge University Press, Cambridge, 2002.
19. Prialnik, Dina, An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution, Cambridge University Press, Cambridge, 2000.
20. Novotny, Eva, Introduction to Stellar Atmospheres and Interior, Oxford University Press, New York, 1973.

Shore, Steven N., The Tapestry of Modern Astrophysics, John Wiley AND Sons, Hoboken, 2003.^[11]

Tham khảo

1. Harding E. Smith (ngày 21 tháng 4 năm 1999). “The Hertzsprung-Russell Diagram”. Gene Smith's Astronomy Tutorial. Center for Astrophysics & Space Sciences, University of California, San Diego. Truy cập ngày 29 tháng 10 năm 2009.
2. Richard Powell (2006). “The Hertzsprung Russell Diagram”. An Atlas of the Universe. Truy cập ngày 29 tháng 10 năm 2009.
3. Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (tháng 4 năm 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.Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)
4. Gilmore, Gerry (2004). “The Short Spectacular Life of a Superstar”. Science. 304 (5697): 1915–1916. doi:10.1126/science.1100370. PMID 15218132. Truy cập ngày 1 tháng 5 năm 2007.
5. Siess, Lionel (2000). “Computation of Isochrones”. Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Université libre de Bruxelles. Truy cập ngày 6 tháng 12 năm 2007.—Compare, for example, the model isochrones generated for a ZAMS of 1.1 solar masses. This is listed in the table as 1.26 times the solar luminosity. At metallicity Z=0.01 the luminosity is 1.34 times solar luminosity. At metallicity Z=0.04 the luminosity is 0.89 times the solar luminosity.
6. Zombeck, Martin V. (1990). Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (ấn bản thứ 2). Cambridge University Press. ISBN 0-521-34787-4. Truy cập ngày 6 tháng 12 năm 2007.
7. “SIMBAD Astronomical Database”. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Truy cập ngày 21 tháng 11 năm 2008.
8. Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike (2005). “Stars within 15 Parsecs: Abundances for a Northern Sample”. The Astronomical Journal. 129 (2): 1063–1083. Bibcode:2005AJ....129.1063L. doi:10.1086/427250.Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)
9. “LTT 2151 – High proper-motion Star”. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Truy cập ngày 12 tháng 8 năm 2008.
10. Staff (ngày 1 tháng 1 năm 2008). “List of the Nearest Hundred Nearest Star Systems”. Research Consortium on Nearby Stars. Truy cập ngày 12 tháng 8 năm 2008.
11. Bradley W. Carroll and Dale A. Ostlie (2007). An Introduction to Modern Astrophysics. Person Education Addison-Wesley San Francisco. ISBN 0-80530402-9.
12. Longair, Malcolm S. (2006). The Cosmic Century: A History of Astrophysics and Cosmology. Cambridge University Press. tr. 25–26. ISBN 0-521-47436-1.
13. Brown, Laurie M.; Pais, Abraham; Pippard, A. B. biên tập (1995). Twentieth Century Physics. Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics. tr. 1696. ISBN 0-7503-0310-7. OCLC 33102501.
14. Russell, H. N. (1913). “"Giant" and "dwarf" stars”. The Observatory. 36: 324–329. Bibcode:1913Obs....36..324R.
15. Strömgren, Bengt (1933). “On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram”. Zeitschrift für Astrophysik. 7: 222–248. Bibcode:1933ZA......7..222S.
16. Schatzman, Evry L.; Praderie, Francoise (1993). The Stars. Springer. tr. 96–97. ISBN 3-540-54196-9.
17. Morgan, W. W.; Keenan, P. C.; Kellman, E. (1943). An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification. Chicago, Illinois: The University of Chicago press. Truy cập ngày 12 tháng 8 năm 2008.
18. Unsöld, Albrecht (1969). The New Cosmos. Springer-Verlag New York Inc. tr. 268. ISBN 0-387-90886-2.
19. Gloeckler, George; Geiss, Johannes (2004). “Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions”. Advances in Space Research. 34 (1): 53–60. Bibcode:2004AdSpR..34...53G. doi:10.1016/j.asr.2003.02.054.
20. Kroupa, Pavel (ngày 4 tháng 1 năm 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. Truy cập ngày 8 tháng 12 năm 2008.
21. Kroupa, Pavel (ngày 4 tháng 1 năm 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. Truy cập ngày 21 tháng 11 năm 2008.
22. Schilling, Govert (2001). “New Model Shows Sun Was a Hot Young Star”. Science. 293 (5538): 2188–2189. doi:10.1126/science.293.5538.2188. PMID 11567116. Truy cập ngày 4 tháng 2 năm 2007.
23. “Zero Age Main Sequence”. The SAO Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University. Truy cập ngày 9 tháng 12 năm 2007.
24. “Main Sequence Stars”. Australia Telescope Outreach and Education. Bản gốc lưu trữ ngày 29 tháng 12 năm 2013. Truy cập ngày 4 tháng 12 năm 2007.
25. Moore, Patrick (2006). The Amateur Astronomer. Springer. ISBN 1-85233-878-4.
26. “White Dwarf”. COSMOS—The SAO Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University. Truy cập ngày 4 tháng 12 năm 2007.
27. “Origin of the Hertzsprung-Russell Diagram”. University of Nebraska. Truy cập ngày 6 tháng 12 năm 2007.
28. Brainerd, Jerome James (ngày 16 tháng 2 năm 2005). “Main-Sequence Stars”. The Astrophysics Spectator. Truy cập ngày 4 tháng 12 năm 2007.
29. Karttunen, Hannu (2003). Fundamental Astronomy. Springer. ISBN 3-540-00179-4.
30. Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. ISBN 0-226-10953-4.
31. Bahcall, John N.; Pinsonneault, M. H.; Basu, Sarbani (ngày 10 tháng 7 năm 2001). “Solar Models: Current Epoch and Time Dependences, Neutrinos, and Helioseismological Properties”. The Astrophysical Journal. 555 (2): 990–1012. arXiv:astro-ph/0212331. Bibcode:2003PhRvL..90m1301B. doi:10.1086/321493.Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)
32. Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley and Sons. tr. 128. ISBN 0-470-09220-3.
33. Oey, M. S.; Clarke, C. J. (2005). “Statistical Confirmation of a Stellar Upper Mass Limit”. The Astrophysical Journal. 620 (1): L43–L46. arXiv:astro-ph/0501135. Bibcode:2005ApJ...620L..43O. doi:10.1086/428396.
34. Ziebarth, Kenneth (1970). “On the Upper Mass Limit for Main-Sequence Stars”. Astrophysical Journal. 162: 947–962. Bibcode:1970ApJ...162..947Z. doi:10.1086/150726.
35. Burrows, A.; Hubbard, W. B.; Saumon, D.; Lunine, J. I. (tháng 3 năm 1993). “An expanded set of brown dwarf and very low mass star models”. Astrophysical Journal, Part 1. 406 (1): 158–171. Bibcode:1993ApJ...406..158B. doi:10.1086/172427.Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)
36. Aller, Lawrence H. (1991). Atoms, Stars, and Nebulae. Cambridge University Press. ISBN 0-521-31040-7.
37. Bressan, A. G.; Chiosi, C.; Bertelli, G. (1981). “Mass loss and overshooting in massive stars”. Astronomy and Astrophysics. 102 (1): 25–30. Bibcode:1981A&A...102...25B.Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)
38. Lochner, Jim; Gibb, Meredith; Newman, Phil (ngày 6 tháng 9 năm 2006). “Stars”. NASA. Truy cập ngày 5 tháng 12 năm 2007.
39. Gough, D. O. (1981). “Solar interior structure and luminosity variations”. Solar Physics. 74 (1): 21–34. Bibcode:1981SoPh...74...21G. doi:10.1007/BF00151270.
40. Padmanabhan, Thanu (2001). Theoretical Astrophysics. Cambridge University Press. ISBN 0-521-56241-4.
41. Wright, J. T. (2004). “Do We Know of Any Maunder Minimum Stars?”. The Astronomical Journal. 128 (3): 1273–1278. arXiv:astro-ph/0406338. Bibcode:2004AJ....128.1273W. doi:10.1086/423221. Truy cập ngày 6 tháng 12 năm 2007.
42. Tayler, Roger John (1994). The Stars: Their Structure and Evolution. Cambridge University Press. ISBN 0-521-45885-4.
43. Sweet, I. P. A.; Roy, A. E. (1953). “The structure of rotating stars”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 113: 701–715. Bibcode:1953MNRAS.113..701S. doi:10.1093/mnras/113.6.701.
44. Burgasser, Adam J.; Kirkpatrick, J. Davy; Lepine, Sebastien (July 5–9, 2004). Spitzer Studies of Ultracool Subdwarfs: Metal-poor Late-type M, L and T Dwarfs. Proceedings of the 13th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems and the Sun. Hamburg, Germany: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. tr. 237. Truy cập ngày 6 tháng 12 năm 2007.
45. Green, S. F.; Jones, Mark Henry; Burnell, S. Jocelyn (2004). An Introduction to the Sun and Stars. Cambridge University Press. ISBN 0-521-54622-2.
46. Richmond, Michael W. (ngày 10 tháng 11 năm 2004). “Stellar evolution on the main sequence”. Rochester Institute of Technology. Truy cập ngày 3 tháng 12 năm 2007.
47. Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. ISBN 0-521-65937-X.
48. Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert (tháng 5 năm 2008). “Distant future of the Sun and Earth revisited”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155–163. arXiv:0801.4031. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)
49. Arnett, David (1996). Supernovae and Nucleosynthesis: An Investigation of the History of Matter, from the Big Bang to the Present. Princeton University Press. ISBN 0-691-01147-8.—Hydrogen fusion produces 8×10¹⁸ erg/g while helium fusion produces 8×10¹⁷ erg/g.
50. For a detailed historical reconstruction of the theoretical derivation of this relationship by Eddington in 1924, see: Lecchini, Stefano (2007). How Dwarfs Became Giants. The Discovery of the Mass-Luminosity Relation. Bern Studies in the History and Philosophy of Science. ISBN 3-9522882-6-8.
51. Rolfs, Claus E.; Rodney, William S. (1988). Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics. University of Chicago Press. tr. 46. ISBN 0-226-72457-3.

Liên kết ngoài

• Charity, Mitchell (ngày 4 tháng 6 năm 2001). “What color are the stars?”. Vendian Systems. Truy cập ngày 26 tháng 11 năm 2008.