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主序,天文術語,指恆星的青壯年時期。

1 主序 -概述

main sequence

赫羅圖上從左上角到右下角的恆星帶。恆星在主序上度過一生的大部分時間,在這段時間裡其核內發生氫聚變為氦的反應。

2 主序 -主序星

主序星在可顯示恆星演化過程的赫羅圖上,是分佈在由左上角至右下角,被稱為主序帶上的恆星。

主序赫羅圖



赫羅圖可顯示恆星的演化過程,大約90%的恆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。位於主序帶上的恆星為主序星。形成恆星的分子云是位於圖中極右的區域,但隨著分子云開始收縮,其溫度開始上升,慢慢移至主序。恆星臨終時會離開主序,除質量極低的恆星會往左下方移動,大質量恆星會往右上方移動,這裡是紅巨星及紅超巨星的區域,都是表面溫度低而光度高的恆星。未經過超新星爆炸的恆星會移向左下方,這裡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。

主序在天文學上是指恆星的青壯年時期。恆星在這一階段停留的時間占整個壽命的90%以上。這是一個相對穩定的階段,向外膨脹和向內收縮的兩種力大致平衡,恆星基本上不收縮也不膨脹。
  處於主序階段的恆星成為主序星,目前太陽就是一顆主序星。太陽現在的年齡為46億多年,它的主序階段已經過去了一半的時間,還要50億年才會轉到另一個演化階段。

3 主序 -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。

主序光譜



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,瀕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。當核心的氫耗盡后,將膨脹成為一顆紅巨星。

4 主序 -主序星資料

赫羅圖光譜型態棕矮星白矮星紅矮星次矮星矮星(主序星)次巨星巨星亮巨星超巨星特超巨星絕對-星等(MV)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,正確的數值可以有20-30%的變化量。恆星分類欄位的顏色只是近似攝影所得到的顏色。

(注意:以下的數據與外部鏈接的並不會完全一致,同時單位面積的亮度也沒有遵循溫度(T4)的比率)

恆星
分類 半徑 質量 亮度 溫度
R/R☉ M/M☉ L/L☉ K
O2.7 25 127 5,500,000 52,000
O5 14 58 800,000 46,000
B0 7.4 18 20,000 30,000
B5 3.8 6.5 800 15,200
A0 2.5 3.2 80 9,600
A5 1.7 2.1 20 8,700
F0 1.4 1.7 6.0 7,200
F5 1.2 1.29 2.5 6,400
G0 1.05 1.10 1.26 6,000
G2 1.0 1.0 1.0 5,700
G5 0.93 0.90 0.79 5,500
K0 0.85 0.78 0.40 5,150
K5 0.74 0.69 0.16 4,450
M0 0.63 0.47 0.063 3,850
M5 0.32 0.21 0.0079 3,200
M8 0.13 0.10 0.0008 2,500
M9.5 0.10 0.08 0.0001 1,900



5 主序 -相關資料

主序在天文學上是指恆星的青壯年時期。恆星在這一階段停留的時間占整個壽命的90%以上。這是一個相對穩定的階段,向外膨脹和向內收縮的兩種力大致平衡,恆星基本上不收縮也不膨脹。
處於主序階段的恆星成為主序星,目前太陽就是一顆主序星。太陽現在的年齡為46億多年,它的主序階段已經過去了一半的時間,還要50億年才會轉到另一個演化階段。

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