主序星
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赫羅圖可顯示恒星的演化過程, 太約90%的恒星位於赫羅圖左上角至右下角的帶狀上，這邊線稱為主序帶。位於主序帶上的恒星為主序星。形成恒星的分子雲是位於圖中極右的區域，但隨著分子雲開始收縮，其溫度開始上升，慢慢移至主序。恒星臨終時會離開主序，除質量極低的恒星會往左下方移動，大質量恒星會往右上方移動，這裏是紅巨星及超紅巨星的區域，都是表面溫度低而光度高的恒星。未經過超星星爆炸的恒星會移向左下方，這裏是表面溫度低而光度高的區域，是白矮星的所在區域，接著會因為能量的損失，漸漸變暗成為黑矮星。
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[编辑] 主序帶
主序帶是赫羅圖上位於對角線上的曲線，絕大部分的恆星都坐落在這個範圍上，在這個區域內的恆星被稱為主序星或矮星，其中則以紅矮星的溫度最低。
這條線是非常明顯的，因為只要氫核聚變持續在進行，恆星光譜類型與亮度都與恆星的質量有直接的關聯，而且恆星的一生也幾乎都花費在這個階段上。
當更貼近的觀察時，你會注意到主序帶不再是一條明確的線，反到會有些模糊。有許多原因會造成這種模糊的情況，而最主要的原因是觀測上的不確定性，因為距離造成的影響，使得許多雙星未能被分辨出來。
但是，即使在理想的觀測下，主序帶還是會有些模糊不清，因為質量不是恆星唯一的參數，化學組成和&mdash相關的—演化狀況也會略為改變恆星在主序帶上的位置。例如，緊鄰的伴星、自轉或磁場，都會造成一些改變。明確的說，有些金屬貧乏的恆星(次矮星)，位置就在主序帶的下方，一樣進行著氫的核聚變，但在主序帶的下端就會因為化學組成而造成混淆不清的狀況。
天文學家有時會提到"零齡主序帶"(ZAMS)，這是由電腦計算所得的曲線，標示的是恆星開始氫的核聚變時，他的亮度與表面溫度，而典型的恆星會隨著年齡由這點開始增加表面溫度與亮度。當恆星誕生時會進入主序帶，頻臨死亡前就會離開主序帶。
我們的太陽是一顆主序星，年齡已經是45億歲了，光譜分類是G2V。當核心的氫耗盡後，將膨脹成為一顆紅巨星。
[编辑] 主序星資料
下表是主序帶上恆星的典型數值，光度(L)，半徑 (R)，和質量 (M) 都是相對於以太陽的比較值，與正確的數值會有20-30%的差異。恆星分類欄位的顏色只是近似攝影所得到的顏色。 (注意：以下的數據與外部連結的並不會完全一致，同時單位面積的亮度也沒有遵循溫度(T4)的比率)
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恆星
分類半徑 質量 光度 溫度 R/R☉ M/M☉ L/L☉ K O2 16 158 54,000 O5 14 58 46,000 B0 5.7 16 16,000 29,000 B5 3.7 5.4 750 15,200 A0 2.3 2.6 63 9,600 A5 1.8 1.9 24 8,700 F0 1.5 1.6 9.0 7,200 F5 1.2 1.35 4.0 6,400 G0 1.05 1.08 1.45 6,000 G2 1.0 1.0 1.0 5,900 G5 0.98 0.95 0.70 5,500 K0 0.89 0.83 0.36 5,150 K5 0.75 0.62 0.18 4,450 M0 0.64 0.47 0.075 3,850 M5 0.36 0.25 3,200
[编辑] 参考文献
- Massey, Philip and Michael R. Meyer. "Stellar Masses." The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Ed. Paul Murdin. London: Institute of Physics Publishing Ltd and Nature Publishing Group, 2001. 3103-09. ISBN 1561592684
[编辑] 外部連結
- Table of Features of the "Life Zones" of Main Sequence Stars
- A java based applet for stellar evolution.
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