Secvența principală

Secvența principală  este stadiul evoluției stelare , precum și zona de pe diagrama Hertzsprung-Russell formată din stele în acest stadiu și clasa de luminozitate corespunzătoare .

Stelele intră în secvența principală după stadiul protostar - când reacțiile termonucleare de fuziune a heliului din hidrogen devin  singura lor sursă de energie .mergând la miez. În acest moment, vârsta stelei este considerată zero și se află pe așa-numita secvență principală inițială. Pe măsură ce hidrogenul este epuizat, steaua devine puțin mai strălucitoare, se îndepărtează de secvența principală inițială și, când nu mai rămâne hidrogen în miez, steaua părăsește în sfârșit secvența principală, iar modul în care se întâmplă acest lucru depinde de masa stelei. Cu toate acestea, în orice caz, etapele ulterioare ale evoluției durează mult mai puțin decât etapa secvenței principale și, ca urmare, marea majoritate a stelelor din Univers , inclusiv Soarele , aparțin secvenței principale. Sistemele planetare de stele de secvență principală de masă mică sunt de interes în căutarea planetelor locuibile . - datorită existenţei îndelungate şi dimensiunii stabile a zonei locuibile .

Secvența principală a fost descoperită și descrisă pentru prima dată la începutul secolului al XX-lea în mai multe lucrări independente, în care a fost construită diagrama spectru-luminozitate. La mijlocul secolului al XX-lea, natura și evoluția stelelor din secvența principală au fost elucidate.

În diagrama Hertzsprung-Russell, secvența principală se desfășoară în diagonală din colțul din stânga sus ( luminozitate mare , albastru) până în colțul din dreapta jos (luminozitate scăzută, roșu). Astfel, masele, dimensiunile, temperaturile și luminozitățile stelelor din secvența principală sunt strâns legate între ele și se află într-o gamă destul de largă.

Proprietăți

Proprietăți de bază

Luminozitățile, razele și temperaturile stelelor din secvența principală variază într-un interval destul de larg: există luminozități de la 10 −4 la 10 6 L ⊙ (și magnitudini absolute de la −6 m la +16 m [1] ), raze de la 0,1 la mai mult de 10 R ⊙ , temperaturi — de la 3 la 50 mii K [2] [3] . Cu toate acestea, aceste cantități sunt strâns legate, drept urmare stelele secvenței principale de pe diagrama Hertzsprung-Russell ocupă o bandă aproape diagonală care merge de la stelele albastre strălucitoare la roșu slab [4] . Stelele din secvența principală au o clasă de luminozitate V [5] . 90% din toate stelele, inclusiv Soarele , aparțin secvenței principale, ceea ce se datorează duratei lungi a acestei etape de evoluție (vezi mai jos ) [6] .

Parametrii de mai sus sunt determinați în primul rând de masa stelei. Ele sunt afectate și de alte proprietăți ale stelei, dar într-o măsură mult mai mică decât masa (vezi mai jos ) [7] . Dacă considerăm steaua ca un corp complet negru , atunci luminozitatea sa este proporțională cu pătratul razei și cu puterea a patra a temperaturii efective conform legii Stefan-Boltzmann [6] :

unde  este constanta Stefan-Boltzmann . Această lege se aplică tuturor stelelor, nu doar stelelor din secvența principală. Pentru stelele din secvența principală, masa și luminozitatea sunt legate prin relația cu același nume : teoretic poate fi estimată ca , unde , totuși, pentru stelele reale poate lua valori de la 1 la 5 în diferite intervale de masă [8] . Relația dintre masa și raza unei stele este adesea descrisă printr-o relație similară - , unde ia valori nu mai mult de 1 în diferite intervale de masă [9] , dar uneori acest raport este aproximat de funcții mai complexe [10] .

În orice caz, se dovedește că toți cei patru parametri sunt strâns legați. Limitele teoretice de masă limitează gama altor parametri stelari. Masa maximă a stelelor stabile este de aproximativ 120 M ⊙ . Deși sunt cunoscute stele mai masive, ele se dovedesc a fi instabile, pulsează și pierd masă, ejectând materie în spațiul cosmic până când devin stabile [11] . Limita inferioară de masă este de aproximativ 0,08 M ​​⊙ : la o masă mai mică, o stea nu poate suporta arderea hidrogenului în interiorul său și este o pitică maro , nu o stea [12] .

În timpul formării, stelele din secvența principală sunt omogene și constau în principal din hidrogen (aproximativ 91% din numărul de particule, 75% din masă) și heliu (aproximativ 9% din numărul de particule, 25% din masă) - compoziția lor este apropiată la cea a mediului interstelar [13 ] [14] [15] . De asemenea, aceste stele conțin o cantitate mică de elemente mai grele [16] . În timp, proporția de heliu din centru crește din cauza reacțiilor termonucleare în curs [17] .

Stelele din secvența principală sunt de obicei numite „ pitici ”, indiferent de dimensiunea lor [18]  - de exemplu, Soarele este o pitică galbenă . Cu toate acestea, diferența de luminozitate față de stelele gigantice poate fi urmărită numai pentru stelele de tip spectral târzie. Stelele secvenței principale din clasele O , B , A și F pe diagrama Hertzsprung-Russell sunt situate aproape în același loc cu giganții acestor tipuri spectrale [1] [19] . În plus, nu toate stelele numite pitice aparțin secvenței principale: de exemplu, piticele albe sau piticele maro nu sunt stele din secvența principală [20] .

Variații de temperatură și luminozitate

În timpul arderii hidrogenului în miezul stelelor, se formează heliu, cu care nu au loc reacții termonucleare în perioada în care steaua se află în stadiul secvenței principale . În miez a rămas mai puțin hidrogen, motiv pentru care steaua este forțată să se contracte treptat pentru a compensa scăderea vitezei de reacții. Aceasta crește presiunea în miez și, în consecință, puterea de eliberare a energiei și luminozitatea stelei [21] . Astfel, steaua își schimbă poziția pe diagrama Hertzsprung-Russell chiar și atunci când se află pe secvența principală, înainte de a o părăsi [22] . De exemplu, acum 4,5 miliarde de ani , Soarele , deja o stea din secvența principală, avea o luminozitate de aproximativ 70% din cea de astăzi [23] .

Alte fenomene precum rotația rapidă pot afecta, de asemenea, deplasarea unei stele în raport cu secvența principală [24] . Luminozitatea și temperatura suprafeței sunt, de asemenea, afectate de metalicitatea stelei. Se distinge o clasă separată de stele, numite subpitici : ele eliberează energie datorită arderii hidrogenului în miez, dar acestea sunt stele vechi care sunt sărace în elemente grele. Din această cauză, subpiticii au magnitudini cu 1–2 m mai slabe decât stelele din secvența principală din aceleași clase spectrale [25] . În fine, printre stelele secvenței principale se numără stele variabile , de exemplu, variabile precum Delta Scuti , care, din cauza variabilității, își schimbă poziția pe diagramă cu o anumită perioadă [26] . Toate aceste circumstanțe oferă stelelor din secvența principală o oarecare împrăștiere în diagrama culoare-luminozitate, în special în regiunea tipurilor spectrale timpurii [22] .

Clădire

Miezul este partea cea mai densă și cea mai fierbinte a stelei, în care au loc reacții nucleare și este eliberată energie (vezi mai jos ) [7] . Energia din miez poate fi transferată la suprafață în două moduri principale: convecția  - amestecarea materiei și transferul radiativ  - absorbția și reemisia succesivă de fotoni . Convecția apare numai dacă transportul radiativ nu este capabil să transfere rapid energie și se formează un gradient de temperatură suficient de mare într-o regiune a stelei , ceea ce o face instabilă la convecție [12] [27] .

În stelele cu masă mare, eliberarea de energie este puternic concentrată spre centru: de exemplu, într-o stea cu o masă de 10 M ⊙ 90% din energie este eliberată în interiorul 10% din masa stelei, iar în o stea cu masa de 1 M ⊙ aceeași fracțiune de energie este eliberată în interiorul 70% din masă [28] . Prin urmare, gradientul de temperatură în miez este destul de mare, iar pentru stelele cu mase mai mari de 1,5 M ⊙ miezul este convectiv, în timp ce straturile exterioare sunt o regiune de transfer radiativ. Cu o scădere a masei, dimensiunea miezului convectiv devine mai mică și o zonă convectivă apare lângă suprafața stelei, deoarece straturile exterioare devin opace din cauza temperaturii mai scăzute și reduc eficiența transferului radiativ. Când masa stelei este mai mică de 1,15 M ⊙ , miezul convectiv dispare complet. Astfel, în intervalul de masă 1,15–1,5 M ⊙ , steaua are două mici zone convective, în miez și în apropierea suprafeței, în timp ce restul stelei este rezistent la convecție. Odată cu o scădere suplimentară a masei stelei, zona convectivă din apropierea suprafeței crește, iar pentru stelele cu o masă mai mică de 0,2–0,5 M ⊙ se extinde la întregul volum al stelei [29] [30]  — low- stelele de masă sunt complet convective [27] [31] .

Structura unei stele afectează evoluția acesteia (vezi mai jos ): de exemplu, stelele de masă mică sunt complet convective, astfel încât heliul produs în nucleele unor astfel de stele este transportat în întreg volumul lor. Ei rămân omogene din punct de vedere chimic și continuă fuziunea până când tot hidrogenul din stea este epuizat. Dimpotrivă, stele mai masive formează un miez de heliu la un moment dat, iar reacțiile din centru se opresc [30] . Structura unei stele se poate schimba în timp: pe măsură ce heliul se acumulează, transparența materiei crește, ceea ce poate duce la oprirea convecției în nucleele stelelor de masă mică [32] .

Eliberare de energie

Stelele din secvența principală eliberează energie folosind reacții termonucleare : toate sintetizează heliu din hidrogen . Există două căi pentru sinteza heliului: ciclul proton-proton și ciclul CNO . Prima domină în stelele cu o masă mai mică de 1,5 M ⊙ , în timp ce cea din urmă are contribuția principală la luminozitatea stelelor mai masive [33] .

Odată cu creșterea masei unei stele, temperatura și densitatea din miezul acesteia cresc, iar acești parametri, la rândul lor, determină frecvența reacțiilor termonucleare și, în consecință, puterea de eliberare a energiei. Pentru ciclul proton-proton, puterea este proporțională cu puterea a 4-a a temperaturii din nucleu, iar pentru ciclul CNO, este proporțională cu puterea a 17-a; prin urmare, la temperaturi ridicate, ciclul CNO începe să joace principala rol [27] [34] .

Intervalul de temperatură în centrele stelelor este destul de mic: de exemplu, pentru o stea cu o masă de 0,1 M ⊙ temperatura din nucleu este de 4 milioane de kelvin , iar pentru o stea cu o masă de 50 M ⊙  este de 40 de milioane. . Eficiența ciclului proton-proton și a ciclului CNO se compară la o temperatură de 18 milioane kelvin (ceea ce se realizează exact la stelele cu masa de 1,5 M ⊙ ), la Soare cu o temperatură centrală de 16 milioane kelvin, doar 10% din energie este eliberată în ciclul CNO [ 27] [34] [35] .

În stelele cu metalitate foarte scăzută , nucleosinteza decurge diferit. Una dintre caracteristicile ciclului CNO este că pentru funcționarea sa este necesară prezența carbonului , azotului și oxigenului în materia stelară. Dacă aceste elemente nu sunt suficiente - mai puțin de 10 −10 -10 −9 mase ale stelei, atunci ciclul CNO nu poate trece, iar ciclul proton-proton rămâne singura sursă de energie. Pentru a elibera suficientă energie cu ajutorul său pentru a menține echilibrul hidrostatic , nucleul stelei este forțat să se contracte și să se încălzească mult mai mult decât pentru o stea cu metalitate normală. În acest caz, temperatura din centrul stelelor masive poate atinge 100 de milioane de kelvin, ceea ce este deja suficient pentru un proces alfa triplu care implică heliu. Această reacție produce carbon , iar atunci când este suficient, energia începe să fie eliberată din cauza ciclului CNO, iar temperatura și presiunea din miezul stelei scad la valorile observate în stelele normale. Se crede că scenariul descris a fost realizat în stele ipotetice ale populației III : ar fi trebuit să se formeze din materie formată în timpul nucleosintezei primare , care practic nu conținea elemente mai grele decât heliul [36] .

Evoluție

Trecerea la secvența principală

Stelele intră în etapa secvenței principale după etapa protostar . În acel stadiu evolutiv, steaua eliberează energie datorită propriei compresii, dar la sfârșitul său, fuziunea termonucleară începe în miezul stelei . Inițial , litiul și beriliul ard , după care începe fuziunea heliului din hidrogen, care de ceva timp este însoțită de arderea deuteriului și a heliului-3 . Când puterea acestor reacții este comparată cu luminozitatea stelei, aceasta încetează să se mai micșoreze. La scurt timp după aceea, se atinge un echilibru între consumul și producția de deuteriu și heliu-3, iar reacțiile termonucleare care implică hidrogen devin singura sursă de energie pentru stea. Este general acceptat că în acest moment steaua cade pe secvența principală și vârsta stelei este numărată din aceasta. Zona diagramei Hertzsprung-Russell , unde se află stelele de vârstă zero, se numește secvența principală inițială sau secvența principală de vârstă zero. Este situat în partea de jos a secvenței principale - stelele devin mai strălucitoare în timp [7] [37] [38] .

Evoluția secvenței principale

În timpul arderii hidrogenului, heliul se acumulează în miezul stelei - în funcție de masa stelei și de locația zonei convective, heliul poate fi fie distribuit uniform în întregul volum al stelei, fie poate rămâne în interiorul nucleului. În orice caz, în timp ce steaua se află în secvența principală, reacțiile care implică heliu nu au loc, iar concentrația de hidrogen scade. Pentru a compensa scăderea vitezei de reacții, miezul stelei se contractă și se încălzește, ceea ce duce în cele din urmă la o creștere a luminozității. Creșterea luminozității este combinată cu o scădere a temperaturii suprafeței pentru stelele masive și creșterea acesteia pentru stelele cu masă mică - steaua se îndepărtează de secvența principală inițială [39] .

Deci, de exemplu, în timpul șederii pe secvența principală, Soarele își va crește luminozitatea de peste 3 ori: în urmă cu 4,5 miliarde de ani, Soarele se afla pe secvența principală inițială și avea o luminozitate de 0,7 L ⊙ , iar după 6,4 miliarde de ani, când hidrogenul din miez va fi epuizat, acesta va coborî din secvența principală, având o luminozitate de 2,2 L ⊙ . Raza Soarelui în această etapă va crește de la 0,9 la 1,6 R ⊙ [23] .

Abatere de la secvența principală

Deși toate stelele din secvența principală acumulează heliu, ceea ce duce la un moment dat la încetarea reacțiilor în nucleu, stele de diferite mase completează această etapă de evoluție în moduri diferite [30] [40] .

Stelele cu mase mai mari de 1,2–1,3 M ⊙ au un miez convectiv de dimensiuni suficiente pentru ca toate reacțiile termonucleare să aibă loc în limitele sale. Miezurile unor astfel de stele sunt omogene din punct de vedere chimic și, ca urmare, atunci când proporția de hidrogen din nucleu scade sub o anumită limită, reacțiile se opresc imediat în întregul nucleu. Începe o compresie generală, datorită căreia steaua radiază, în timp ce se încălzește și devine puțin mai strălucitoare - pe diagrama Hertzsprung-Russell, steaua se mișcă în sus și spre stânga, descriind așa-numitul cârlig ( cârlig englezesc ) [41] ] . Datorită compresiei, straturile din jurul miezului de heliu devin suficient de fierbinți și dense pentru a începe să ardă hidrogenul acolo. Contracția se oprește, iar steaua părăsește secvența principală și devine o subgigant [30] [42] [43] .  

În stelele mai puțin masive, cu mase mai mici de 1,2–1,3 M ⊙ , dar mai mari de 0,2 M ⊙ , miezul convectiv este fie prea mic, fie absent, iar sursele de energie sunt mult mai puțin concentrate în centru. Ca rezultat, hidrogenul este consumat în rate diferite în diferite regiuni ale stelei, iar steaua se dovedește a fi neomogenă din punct de vedere chimic. În chiar centrul stelei, hidrogenul este epuizat mai întâi, dar în alte zone continuă să ardă, deci nu există o compresie generală. La început, formarea unui miez de heliu nu afectează evoluția observată a stelei și nu părăsește secvența principală. Numai când miezul devine suficient de masiv și începe să se micșoreze, iar straturile exterioare se extind și se răcesc, se consideră că steaua trece la ramura subgigant [23] [43] [44] .

Stelele cu masa cea mai mică, mai mică de 0,2 M ⊙ , sunt complet convective și rămân omogene din punct de vedere chimic pe aproape întreaga lor evoluție [29] [30] . Pe măsură ce heliul se acumulează, astfel de stele - piticele roșii  - devin mai strălucitoare și mai fierbinți și se transformă în pitice albastre , iar apoi, când hidrogenul din întreaga stea este epuizat, în pitice albe . Cu toate acestea, din cauza duratei de viață foarte îndelungate a unor astfel de stele, care ar trebui să depășească vârsta Universului (vezi mai jos ), stelele de masă mică cu evoluție semnificativă nu sunt observate - există doar calcule teoretice ale evoluției unor astfel de stele [ 32] [45] [46] .

Lungimea etapei secvenței principale

Timpul petrecut de o stea pe secvența principală este determinată de cantitatea de energie pe care o poate obține o stea prin arderea hidrogenului în miezul său și de luminozitatea sa. Când o cantitate este împărțită la alta, se obține timpul, numit scala de timp nucleară . De exemplu, dacă Soarele poate arde aproximativ 10% din masa sa în miez și când hidrogenul este transformat în heliu, doar 0,7% din masa materiei este convertită în energie , atunci scala de timp nucleară pentru Soare poate fi estimată . ca [47] :

unde  este masa Soarelui ,  este luminozitatea solară ,  este viteza luminii . Valoarea se obţine egală cu aproximativ 10 10 ani. Din aceleași considerente, scala de timp nucleară poate fi estimată și pentru alte stele [47] :

unde  sunt masa și, respectiv, luminozitatea stelei selectate. Pentru stelele din secvența principală, luminozitatea crește mai repede decât masa , prin urmare, cu cât masa stelei este mai mare, cu atât timpul petrecut în această etapă este mai scurt. Dacă acceptăm aproximativ raportul masă-luminozitate ca pentru majoritatea stelelor, atunci durata de viață va depinde de masa ca . Pentru cele mai masive stele, raportul se apropie de , astfel încât pentru ele durata de viață încetează să scadă odată cu creșterea masei și ajunge la o valoare de ordinul a câteva milioane de ani, care este foarte scurtă după standardele astronomice [47] [48] . Dimpotrivă, cele mai mici stele cu masă pot fi în secvența principală până la zeci de trilioane de ani. O perioadă atât de lungă, care depășește vârsta actuală a Universului , se realizează nu numai datorită luminozității scăzute, ci și datorită faptului că cele mai multe stele cu masă mică sunt complet convective și cheltuiesc tot hidrogenul pe care îl au în reacții nucleare [32]. ] [45] [46] .

Această caracteristică face posibilă determinarea vârstei clusterelor de stele , ținând cont de faptul că stelele din ele s-au format aproape simultan. Pe diagrama Hertzsprung-Russell pentru cluster, secvența principală este delimitată în stânga și merge în ramura subgigant : cele mai masive stele au părăsit deja secvența principală, iar acele stele a căror viață coincide cu vârsta clusterului ar trebui să plece. la ramura subgigant și să fie la punctul de cotitură . Cu cât stelele sunt mai slabe și mai roșii la punctul de cotitură, cu atât masa lor este mai mică și clusterul este mai vechi [49] [50] .

Etapa secvenței principale este și cea mai lungă etapă din evoluția stelelor, astfel încât 90% dintre stele aparțin secvenței principale [8] [51] . Acest lucru se datorează faptului că în etapele ulterioare stelele au o luminozitate mult mai mare și consumă energie mai repede. În plus, arderea hidrogenului asigură o eliberare de energie mai mare pe unitate de masă decât alte reacții termonucleare, iar hidrogenul în sine este cel mai comun element din Univers [52] . Deci, de exemplu, pentru Soare, de la începutul formării sale până la transformarea într-o pitică albă , vor trece 12,4 miliarde de ani, din care va petrece 10,9 miliarde de ani pe secvența principală [23] . În același timp, parametrii stelelor în timpul etapei secvenței principale se schimbă mai puțin decât în ​​alte etape, prin urmare, pe diagrama Hertzsprung-Russell, secvența principală se dovedește a fi nu numai cea mai numeroasă, ci și o regiune foarte dens populată. [53] .

Din motivele de mai sus, stelele de secvență principală cu masă mică sunt de interes în căutarea planetelor potențial locuibile și a vieții extraterestre . Datorită ratei lente de schimbare a luminozității, dimensiunea zonei locuibile din jurul stelei se schimbă și ea încet, astfel încât viața să aibă suficient timp să apară și să se dezvolte. Stelele din secvența principală care sunt mai masive decât Soarele evoluează mai repede și oferă planetelor mai puțin timp pentru a-și dezvolta viața pe ele. De asemenea, este puțin probabil ca stelele cel mai puțin masive să aibă planete viabile: zona locuibilă este situată foarte aproape de ele, astfel încât planetele sunt sincronizate cu marea probabilitate și sunt puternic afectate de vântul stelar . Din aceste motive, piticii galbeni și portocalii sunt considerați cei mai preferați pentru originea vieții [54] [55] .

Istoria studiului

O condiție prealabilă pentru descoperirea secvenței principale a fost construirea unei diagrame „ culoare  – magnitudine absolută ” pentru unele stele. Ele au fost folosite pentru prima dată în munca lor independent de Einar Hertzsprung și Henry Russell în 1905-1913, datorită cărora astfel de diagrame și altele asemenea au început să fie numite diagrame Hertzsprung-Russell . Ambii oameni de știință se așteptau să vadă o distribuție aproximativ uniformă a stelelor pe diagramă, dar au descoperit că majoritatea stelelor sunt situate de-a lungul unei benzi diagonale, care a fost numită secvența principală [4] [56] . Hertzsprung a observat, de asemenea, că stelele din clasele spectrale târzii sunt fie mult mai strălucitoare, fie mult mai slabe decât Soarele și a introdus termenii „ giganți ” și „ pitici ” în relație cu stele [19] .

În 1943 , William Morgan , Philip Keenan și Edith Kellmana îmbunătățit sistemul de clasificare spectrală prin adăugarea unei clase de luminozitate . Sistemul îmbunătățit a fost numit sistemul Yerkes, stelele din secvența principală au primit în el clasa de luminozitate V. A devenit posibil să se determine dacă o stea aparține clasei de luminozitate nu numai pe baza luminozității, ci și a tipului de spectru. , în special, prin lățimea liniilor spectrale [57] [58] [59] .

În același timp, s-au dezvoltat idei despre proprietățile fizice ale stelelor și despre evoluția lor. La sfârșitul secolului al XIX-lea, se credea că toate stelele radiază din cauza contracției gravitaționale, dar această ipoteză a fost respinsă deoarece nu putea explica faptul că Soarele există de miliarde de ani. La începutul secolului al XX-lea, Arthur Eddington a emis ipoteza că stelele radiază datorită transformării hidrogenului în heliu cu pierdere de masă, iar în anii 1930 au fost descoperite ciclul proton-proton și ciclul CNO , prin care este posibilă o astfel de transformare . 60] .

Deși a existat de multă vreme ideea că stelele din secvența principală și giganții sunt stadii diferite de evoluție, direcția evoluției nu a fost cunoscută cu exactitate. În 1954, Allan Sandage a descoperit că stelele devin giganți după etapa secvenței principale și nu invers. În plus, a descoperit că stelele din secvența principală evoluează în cea mai mare parte perpendicular pe ea, nu de-a lungul ei. Astfel, ideea secvenței principale s-a apropiat deja de cele moderne [60] .

În acest moment, au fost deja dezvoltate modele detaliate de evoluție care iau în considerare multe efecte, de exemplu, rotația unei stele și pierderea de masă față de aceasta. O mare atenție în astfel de modele este acordată etapei secvenței principale [61] [62] . Cercetările folosind telescoape moderne precum Gaia oferă o mulțime de informații despre stele, inclusiv stelele din secvența principală, ceea ce face posibilă determinarea cu precizie a proprietăților acestora [63] .

Note

1. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71-73. Cambridge University Press . Preluat la 1 aprilie 2021. Arhivat din original la 29 decembrie 2010. (nedefinit)
2. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , p. 151.
3. ↑ 1 2 Baturin V. A., Mironova I. V. Stele: structura, viața și moartea lor . Secvența principală . Astronet . Preluat la 1 aprilie 2021. Arhivat din original la 29 iunie 2020. (nedefinit)
4. ↑ 1 2 Karttunen și colab., 2007 , pp. 215-216.
5. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 377.
6. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , p. 148-149.
7. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 394.
8. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , p. 149.
9. ↑ Postnov K. A. Prelegeri despre astrofizică generală pentru fizicieni . Relații pentru stelele din secvența principală . Astronet . Consultat la 20 aprilie 2020. Arhivat din original pe 8 ianuarie 2020. (nedefinit)
10. ↑ Eker Z., Bakis V., Bilir S., Soydugan F., Steer I. Relații interrelatate între secvența principală masă-luminozitate, masă-rază și temperatură efectivă în masă  // Monthly Notices of the Royal  Astronomical . - N. Y. : Wiley-Blackwell , 2018. - 1 octombrie (vol. 479). - P. 5491-5511. — ISSN 0035-8711 . doi : 10.1093 / mnras/sty1834 .
11. ↑ Ziebarth K. Despre limita superioară de masă pentru stelele din secvența principală  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1970. - 1 decembrie (vol. 162). - P. 947. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/150726 . Arhivat din original pe 26 martie 2019.
12. ↑ 12 Karttunen și colab., 2007 , p. 247.
13. ↑ Surdin V. G. Interstelar mediu . Astronet . Preluat la 2 iunie 2020. Arhivat din original la 17 iulie 2020. (nedefinit)
14. ↑ Surdin, 2015 , p. 124.
15. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 396.
16. ↑ Compoziție chimică . Astronomie . Universitatea de Tehnologie Swinburne . Preluat la 1 aprilie 2021. Arhivat din original la 28 februarie 2021. (nedefinit)
17. ↑ Karttunen și colab., 2007 , p. 249.
18. ↑ Mironov A. V. Secvență principală . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat la 3 aprilie 2021. Arhivat din original la 17 aprilie 2021. (nedefinit)
19. ↑ 1 2 Russell HN Stele „Giant” și „pitici”  (engleză)  // The Observatory / Gen. editor Arthur Stanley Eddington . - L. , 1913. - 1 august (vol. 36). - P. 324-329. — ISSN 0029-7704 . Arhivat din original pe 26 martie 2019.
20. ↑ Dragă D. Steaua pitică . Internet Enciclopedia Științei . Consultat la 3 aprilie 2021. Arhivat din original pe 7 februarie 2022. (nedefinit)
21. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 124.
22. ↑ 1 2 Kholopov P. N. Grupuri de stele . Contabilizarea efectelor evolutive. Problema determinării secvenței principale inițiale . Astronet . Preluat la 1 aprilie 2021. Arhivat din original la 20 martie 2019. (nedefinit)
23. ↑ 1 2 3 4 Sackmann IJ, Boothroyd AI, Kraemer KE Our Sun. III. Prezent și viitor  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1 noiembrie (vol. 418). - P. 457. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Arhivat din original pe 26 februarie 2008.
24. ↑ Sweet PA, Roy AE Structura stelelor rotative. I  (ing.)  // Anunțuri lunare ale Societății Regale Astronomice . - N. Y. : Wiley-Blackwell , 1953. - 1 decembrie (vol. 113 ( iss. 6 ). - P. 701-715. - ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/113.6.701 .
25. ↑ Yungelson L.R. Subpitici . Marea Enciclopedie Rusă . Consultat la 1 aprilie 2021. Arhivat din original pe 5 martie 2021. (nedefinit)
26. ↑ Samus N.N. Stele variabile . Stele care pulsa . Moștenire astronomică . Preluat la 1 aprilie 2021. Arhivat din original la 19 ianuarie 2012. (nedefinit)
27. ↑ 1 2 3 4 Brainerd JJ Stele din secvența principală . Spectatorul de astrofizică . Freddie Wilkinson. Preluat la 2 aprilie 2021. Arhivat din original la 4 iunie 2020. (nedefinit)
28. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 128.
29. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , p. 159.
30. ↑ 1 2 3 4 5 Karttunen și colab., 2007 , pp. 247-249.
31. ↑ Baturin V.A., Mironova I.V. Stele: structura, viața și moartea lor . Structura stelelor din secvența principală . Astronet . Preluat la 2 aprilie 2021. Arhivat din original la 5 iulie 2020. (nedefinit)
32. ↑ 1 2 3 Laughlin G., Bodenheimer P., Adams FC The End of the Main Sequence  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - 10 iunie (vol. 482 ( iss. 1 ). - P. 420. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/304125 . Arhivat din original la 21 februarie 2022.
33. ↑ Karttunen și colab., 2007 , pp. 234-236.
34. ↑ 1 2 Stele din secvența principală  . Australia Telescope National Facility . Sydney: CSIRO . Preluat la 2 aprilie 2021. Arhivat din original la 21 iulie 2020.
35. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 121.
36. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 155-159.
37. ↑ Secvența principală Zero Age . Universitatea de Tehnologie Swinburne . Preluat la 2 aprilie 2021. Arhivat din original la 15 august 2020. (nedefinit)
38. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 121-123.
39. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 124-129.
40. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 124-133.
41. ↑ Martins F., Palacios A. A comparison of evolutionary tracks for single Galactic masiv stars  // Astronomy & Astrophysics  . - Bristol: EDP Sciences , 2013. - 1 decembrie (vol. 560). — P.A16. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201322480 . Arhivat din original pe 17 ianuarie 2021.
42. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 128-132.
43. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 399.
44. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 123-125.
45. ↑ 1 2 Adams FC, Bodenheimer P., Laughlin G. M piticii : formarea planetelor și evoluția pe termen lung  // Astronomische Nachrichten  . - Frankfurt: Wiley-VCH , parte din John Wiley & Sons , 2005. - 1 decembrie (vol. 326). - P. 913-919. — ISSN 0004-6337 . - doi : 10.1002/asna.200510440 . Arhivat din original pe 23 decembrie 2018.
46. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , p. 158.
47. ↑ 1 2 3 Karttunen și colab., 2007 , p. 243.
48. ↑ Surdin, 2015 , p. 149-151.
49. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 441-443.
50. ↑ Surdin, 2015 , p. 157.
51. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 117.
52. ↑ Postnov K. A. Astrofizică evolutivă . Evoluția stelelor după secvența principală . Astronet . Preluat la 3 aprilie 2021. Arhivat din original la 14 august 2018. (nedefinit)
53. ↑ Surdin, 2015 , p. 151-152.
54. ↑ Schulze-Makuch D., Heller R., Guinan E. În căutarea unei planete mai bune decât Pământul: Top Contenders for a Superhabitable World  // Astrobiology . - Cambridge, ing.: Cambridge University Press , 2020. - 18 septembrie (vol. 20). - P. 1394-1404. — ISSN 1531-1074 . - doi : 10.1089/ast.2019.2161 . Arhivat 17 noiembrie 2020.
55. ↑ Karttunen și colab., 2007 , p. 418.
56. ↑ Surdin, 2015 , p. 146-148.
57. ↑ Morgan WW, Keenan PC, Kellman E. An Atlas of Stellar Spectra  . - Chicago: University of Chicago Press , 1943. - 35 p. Arhivat pe 14 aprilie 2021 la Wayback Machine
58. ↑ Karttunen și colab., 2007 , p. 212.
59. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 377-378.
60. ↑ 1 2 Istoria astronomiei . Institutul de Istorie a Științelor Naturale și Tehnologiei. SI. Vavilov . Preluat la 3 aprilie 2021. Arhivat din original la 29 iunie 2020. (nedefinit)
61. ↑ Haemmerlé L., Eggenberger P., Ekström S., Georgy C. , Meynet G. Modele stelare și izocrone de la stele de masă mică la stele masive, inclusiv faza de secvență pre-principală cu acreție  // Astronomie și astrofizică  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2019. - 1 aprilie (vol. 624). — P.A137. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201935051 . Arhivat din original pe 13 iunie 2021.
62. ↑ Ekström S., Georgy C., Eggenberger P., Meynet G., Mowlavi N. Grids of stellar models with rotation. I. Modele de la 0,8 la 120 M&sun; la metalitate (Z = 0,014  )  // Astronomy & Astrophysics . - Les Ulis: EDP Sciences , 2012. - 1 ianuarie (vol. 537). — P.A146. — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201117751 . Arhivat din original pe 7 octombrie 2019.
63. ↑ Anna B. Velichko, PN Fedorov, VS Akhmetov. Cinematica stelelor de secvență principală din mișcările propriu-zise Gaia DR2 și PMA  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - N. Y. : Wiley-Blackwell , 2020. - 1 mai (vol. 494). - P. 1430-1447. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/staa825 .

Literatură

• Kononovich E. V., Moroz V. I. Curs general de astronomie. — al 2-lea, corectat. — M .: URSS , 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Surdin VG Astronomie: secolul XXI. - Ed. a 3-a. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 p. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — ediția a 5-a. — Berlin; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
• Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X .

Link -uri

• Iben, Icko, Jr (1967). „Evoluția stelară în interiorul și în afara secvenței principale”. Revizuirea anuală a astronomiei și astrofizicii . Palo Alto: recenzii anuale . 5 : 571. Bibcode : 1967ARA&A...5..571I . DOI : 10.1146/annurev.aa.05.090167.003035 .
• Bahcall, John N.; Pinsonneault, MH; Basu, Sarbani (2001). „Modele solare: dependențe actuale de epocă și timp, neutrini și proprietăți helioseismologice.” Jurnalul Astrofizic . Bristol: IOP Publishing . 555 (2): 990-1012. arXiv : astro-ph/0010346 . Cod biblic : 2001ApJ ...555..990B . DOI : 10.1086/321493 .

Dicționare și enciclopedii	Britannica (online) Britannica (online)