主序星

位于主星序上恒星

主序星（main sequence star），是指在赫罗图主序带的恒星。在天文学上，主序星是在可显示恒星演化过程的赫罗图上，分布从由左上角至右下角也被称为主序带上的恒星。

研究历史

20世纪的初期，有关恒星类型和距离的资料变得更多。恒星的光谱被证明有独特的功能，可以用来进行分类。哈佛大学的安妮·坎农和爱德华·皮克林发展出的分类法成为日后众所周知的哈佛分类系统，发表在1901年的哈佛年报（Harvard Annals）。

公元1906年，在波茨坦，丹麦的天文学家埃希纳·赫茨普龙巨星矮星主序带”。

在普林斯顿大学，亨利·诺利斯·罗素也做了如下的类似研究。他研究恒星的光谱分类和它们修正过距离的真实亮度－它们的绝对星等。为了达到这个目的，他使用一系列在哈佛分类系统中有确切视差的恒星。当它绘制这些恒星的光谱对应于绝对星等的图时，他发现这些矮星遵循明确的关系，这使得他可以真正合理且正确地预测矮星的亮度。

赫茨普龙观察的红色恒星，矮星。

公元1933年，本特·斯特龙根介绍赫罗图来显示亮度-光谱分类的关系图。这个名称反映出这种方法是赫茨普龙和罗素在20世纪早期平行发展出来的。如同在20世纪30年代发展出的恒星演化模型，它显示出恒星有着一致的化学成分，恒星的质量和半径之间有着关联性。也就是说，对于给定的恒星质量和成分，有一个唯一的恒星半径和光度解。这被称为罗素-沃克定理，是以亨利·诺利斯·罗素和海涅·沃克的名字命名的。经由这个定理，一旦知道一颗恒星的化学成分，和它在主序带上的位置，则这颗恒星的质量和半径已就确定了。不过，后来发现这个定理不适用那些成分不一致的恒星。

W. W.摩根和P. C.肯南在1943年发表了改进的恒星分类主序带的恒星被归类为Ⅴ。

形成和演化

当一颗原恒星从在星际介质中的气体和尘埃构成的巨分子云中坍缩形成时，最初的成分是均匀的，质量包含大约70%的氢和28%的氦，还有其它含量可追踪的元素。

恒星的初始质量是由在分子云中所在位置的条件（新形成恒星的质量分布是依据初始质量函数的经验来描述）决定。当坍缩开始时，这颗前主序星经由重力收缩产生能量。在达到合适的密度，能量开始由核心将氢转变成氦的放热核聚变程序来产生。

一旦氢的核聚变成为能量产生过程中的主要来源，重力就没有多余的能量使恒星收缩。这条曲线是恒星开始进行核聚变的点，可以依据恒星的特性使用电脑模型计算出ZAMS。从这个点，恒星的亮度和表面温度会随着年龄而增加。

直到核心中的氢被大量的消耗掉，恒星依然还在主序带上初始的位置附近，然后就开始变成一颗更明亮的恒星（在赫罗图上，恒星的演化是离开主序带向上和向右移动）。因此主序带是恒星生命中以氢燃烧为主的阶段。

主序带划分

主序带是赫罗图上在对角在线的曲线，绝大部分的恒星都在这个范围上，在这个区域内的恒星被称为主序星或矮星，其中则以红矮星的温度最低。这条线是非常明显的，因为只要氢核聚变持续在进行，恒星光谱类型与亮度都与恒星的质量有直接的关联，而且恒星的一生也几乎都花费在这个阶段上。但是，即使在理想的观测下，主序带还是会有些模糊不清。例如，紧邻的伴星、自转或磁场，都会造成一些改变。明确地说，有些金属贫乏的恒星（次矮星），位置就在主序带的下方，一样进行氢的核聚变，但在主序带的下端就会因为化学组成而造成混淆不清的情况。

天文学家有时会提到“零龄主序带”（ZAMS），这是由计算所得的曲线，表示的是恒星开始氢的核聚变时，其亮度与表面温度的位置，而典型的恒星会随著年龄由这点开始，表面温度与亮度增加。当恒星诞生时会进入主序带，濒临死亡前就会离开主序带。太阳是一颗主序星，年龄是46亿岁，光谱分类是G2V。当核心的氢耗尽后，将膨胀成为一颗红巨星。

主序带有时会被分成上段和下段，根据恒星产生能量的主要过程来进行划分。质量大约在1.5倍太阳质量以内的恒星，将氢聚集融合成氦的一系列主要过程称为质子-质子链反应。超过这个质量在主序带的上段，核聚变主要是碳、氮、和氧。通常，质量越大的恒星在主序带上的生命期越短。在核心的核燃料已被耗尽之后，恒星的发展会离开赫罗图上的主序带。这时恒星的发展由它的质量决定，质量低于0.23太阳质量的恒星直接成为白矮星，而质量未超过10太阳质量的恒星将经历红巨星的阶段；质量更大的恒星可以爆炸成为超新星，或直接塌缩成为黑洞。

相关参数

把恒星看作一个理想的能量辐射体，也就是黑体，则光度L和半径R与有效温度的关系可以用斯特藩-玻尔兹曼定律来表示：L= 4πσRTeff。此处的σ是斯特藩-玻尔兹曼常数。如果恒星在赫罗图上的位置显示出他近似的亮度，这个关系可以用来估计他的半径。

恒星的质量、半径、和亮度，这三者有紧密的关联性，以及它们各自的值可以近似的估计三者的值。首先是斯特藩-玻尔兹曼定律，他表明了亮度L、半径R和表面的有效温度Teff的关系。其次是质光关系，给出了亮度L和质量M关系。最后，是质量M和半径R之间接近线性的关系。M相对R增加的因素关系在2.5至3M之间。这种关系大约正比在恒星内部的温度，和它极其缓慢的增加反映出能量在核心产生的效率取决在与温度，而这与质光关系吻合。因此，太高或太低的温度都会导致恒星不稳定的结果。

一个较好的近似是，每单位质量的能量产生率，如果ε正比在，此处的是核心的温度。这至少适用在像太阳这样的恒星，显示出碳氮氧循环的恒星，较适合使用R∝M。

下表是主序带上恒星的典型数值：光度（L），半径（R），和质量（M）都是相对于以太阳—一颗光谱分类为G2V的矮星－的比较值，正确的数值可以有20-30%的变化量。

（注意：以下的数据与外部链接的并不会完全一致，同时单位面积的亮度也没有遵循温度（T）的比率）

能量产生

所有的主序星都有进行核聚变产生能量的核心区域。核心的温度和密度都必须要能维持个极能量的生产和支撑这颗恒星的其余部分。产生的能量减少将导致覆盖在外的质量压缩核心，结果会因为更高的温度和压力导致核聚变的速率增加。同样的，增加能量的生产将导致恒星的膨胀，降低核心的压力。因此，恒星形成自律的。所有的主序星都有进行核聚变产生能量的核心区域。

核心的温度和密度都必须要能维持个极能量的生产和支撑这颗恒星的其余部分。产生的能量减少将导致覆盖在外的质量压缩核心，结果会因为更高的温度和压力导致核聚变的速率增加。同样的，增加能量的生产将导致恒星的膨胀，降低核心的压力。因此，恒星形成自律的流体静力平衡系统，使其在主序带的生命期间过程是稳定的。

主序星有两种类型的氢反应过程，并且每个类型产生能量的速率取决在核心区域的温度。天文学家将主序带分成上下两个部分，就是依据两种类型是以何者做为核聚变的主导过程。在主序带的下部，能量主要是经由质子-质子链反应孳生，经由一系列的步骤直接将氢融合成氦。在主序带上部的恒星，有足够高的核心温度，可以有效的使用碳氮氧循环。这个过程使用碳、氮、和氧原子做为触媒，在过程中将氢融合成氦。

当温度在1,800万K时，PP过程和CNO循环同样有效，并且各自产生恒星一半的净光度。核心在这种温度的恒星质量大约是1.5太阳质量，主序带上部恒星的值量都超过这个值。因此，粗略的说，光谱类型为F或温度更低的恒星在主序带的下部，A型恒星或更热的恒星在主序带的上部。从主要的能量产生类型从一种过度到另一种的质量范围不到一个太阳质量。在我们的太阳，1太阳质量的恒星，只有1.5%的能量是以CNO循环产生的。与此相反的，1.8太阳质量或更高质量的恒星，几乎所有的能量都是完全经由CNO循环输出。

观测到的主序星上部恒星质量的上限在120至200太阳质量。这种限制在理论上的解释是质量超过的恒星不能快速的辐射出能量以维持稳定，所以任何额外的质量将在一系列的胀缩中被抛射出去，直到这颗恒星大到稳定状态的限制。能持续进行质子-质子链反应的质量下限大约是0.08太阳质量，低于这个门槛的次恒星天体不能维持氢融合，像是所知的褐矮星。

演化轨迹

主序星一旦消耗掉在它核心的氢，产生的能量损失将导致引力坍缩。对质量低于0.23太阳质量的恒星，一旦核心的氢停止孳生能量，预测它们将直接成为白矮星。超过此一临界值到10太阳质量的恒星，环绕在氦核心周围的氢达到足够的温度和压力，就会开始核聚变，成为氢燃烧壳层。除造成这种变化外，恒星外面的包层也将扩张并造成温度的下降，将转变成为红巨星。此时，恒星终止在主序带上的演化，并且进入巨星分支。恒星演化的路径在赫罗图上横越，往主序带的右上角移动，被称为演化的轨迹。

红巨星的氦核继续坍缩直到它完全受到电子简并压－一种量子力学的效应，限制物质可以被压缩的紧密程度－的支撑。对超过0.5太阳质量的恒星，核心可以达到够高的温度，经由3氦过程将氦燃烧成碳。质量在5至7.5太阳质量的恒星可已经由核聚变产生原子量更高的元素。10太阳质量或更重的恒星，这个过程会使核心越来越紧密，最后导致核心的坍缩，抛出覆盖在恒星外面的气壳发生II型超新星、Ib型超新星、或Ic型超新星的爆炸。

当一个星团的恒星几乎都是同一时间形成时，这些恒星的寿命将取决于个别的质量。质量最大的恒星会最先离开主序带，然后质量较低的也会依序稳定的离开。因此，恒星的演化将依照它们在主序带上的位置，从质量最大的开始离开，转到赫罗图的右侧。在这个星团中的恒星当前离开主序带的位置，就是所谓的转折点，可以用来估计星团的年龄。

全国各地天气预报查询

上海市

云南省

云南省

云南省

云南省

云南省