Відмінності між версіями «Головна послідовність»

Перейти до навігації Перейти до пошуку
Скасування редагування № 5904721 користувача Олюсь (обговорення)
м (r2.7.1) (робот додав: el:Κύρια Ακολουθία)
(Скасування редагування № 5904721 користувача Олюсь (обговорення))
[[Файл:HRDiagram.png|thumb|400px|Діаграма Герцшпрунга—Рассела з нанесенням 2300 найближчих зір (складена [http://www.atlasoftheuniverse.com/hr.html Річардом Повеллом]). Чітко видно переважне скупчення зір на ділянці [[Головна послідовність|головної послідовності]]. Світність [[Сонце|Сонця]] взято за одиницю, воно розташовано на головній послідовності у місці перетину з кольоровим індексом B-V 0,66 ([[температура]] 5780K, [[спектральний клас]] G2)]]
 
'''Головна послідовність''' — областьце вузька смуга на [[діаграма Герцшпрунга—Рассела|діаграмі Герцшпрунга—Рассела]], яка міститьперетинає [[зоря|зорі]],діаграму джереломпо [[енергія|енергії]]діагоналі — якихз єлівого [[термоядернийверхнього синтез]]до [[гелій|гелію]]правого ізнижнього [[водень|водню]]кута ([[CNO-цикл]])діаграми. ВНа ній знаходитьсярозташовується понад 90% всіхусіх відомих [[зоря|зір]] [[Чумацький Шлях|нашоїЧумацького галактикиШляху]], зокрема [[Сонце|Сонця]].
 
Назва обумовлена тим, що вигорання водню займає ~90 % часу еволюції зорі.
 
Джерелом [[енергія|енергії]] зір головної послідовності є [[термоядерна реакція|термоядерні реакції]], у яких [[водень]] перетворюється на [[гелій]]. За сучасною теорією [[Еволюція зір|зоряної еволюції]], час вигорання«спалювання» водню у ядрі зорі порівняно великий й залежить від її маси. Для Сонця від становить близько 10 млрд. років, для інших зір він приблизно дорівнює <math>\frac{10}{M^3}</math>&nbsp;млрд. років, де M&nbsp;— маса зорі (у [[маса Сонця|масах Сонця]])<ref>{{А-Е-С|Головна послідовність|115|g}}</ref>. Стадія перебування на головній послідовності&nbsp;— найтриваліший етап [[еволюція зір|еволюції зорі]]. Цим і пояснюється переважна концентрація зір на ділянці головної послідовності.
Головна послідовність це вузька смуга, яка перетинає діаграму по діагоналі — з лівого верхнього (високі [[світність|світності]], ранні [[спектральна класифікація зір|спектральні класи]]) до правого нижнього кута діаграми (низькі світності, пізні спектральні класи).
 
== Посилання ==
За сучасною теорією [[Еволюція зір|зоряної еволюції]], час вигорання водню у ядрі зорі порівняно великий й залежить від її маси. Для Сонця від становить близько 10 млрд. років, для інших зір він приблизно дорівнює <math>\frac{10}{M^3}</math>&nbsp;млрд. років, де M&nbsp;— маса зорі (у [[маса Сонця|масах Сонця]]). Стадія перебування на головній послідовності&nbsp;— найтриваліший етап [[еволюція зір|еволюції зорі]]. Цим пояснюється переважна концентрація зір на ділянці головної послідовності.
{{reflist}}
 
== Джерела ==
* {{А-Е-С|Головна послідовність|115|g}}
 
{{Astro-stub}}
19 081

редагування

Навігаційне меню