[科普中國]-主序星

主序星，恒星名，位于赫羅圖主序帶。在天文學上，主序星是在可顯示恒星演化過程的赫羅圖上，分布從由左上角至右下角也被稱為主序帶上的恒星。主序帶是以顏色相對于光度繪圖成線的一條連續(xù)和獨特的恒星帶。這個顏色-光度圖是埃希納·赫茨普龍和亨利·諾利斯·羅素提出的著名的赫羅圖。在這條主序帶上的恒星就是所謂的主序星12。

恒星形成之后，在高熱、高密度的核心進行核聚變反應，氫原子轉(zhuǎn)變成氦，并產(chǎn)生能量。位于此階段的恒星，處在主序帶上的位置主要是由于它的質(zhì)量，化學成分或其它的因素。所有的主序星都處于流體靜力平衡狀態(tài)，來自炙熱核心向外膨脹的熱壓力與來自引力坍縮向內(nèi)的壓強維持著平衡。核心溫度和壓力與產(chǎn)能率有著強烈的相關性，并有助于維持平衡。核心產(chǎn)生的能量傳遞到表面經(jīng)由光球?qū)虞椛涑鋈?。能量?jīng)輻射或?qū)α鱾鬟f，后者在此區(qū)域內(nèi)會產(chǎn)生溫度梯度，更高的不透明度，或兩者均有。

研究歷史20世紀的初期，有關恒星類型和距離的資料變得更多。恒星的光譜被證明有獨特的功能，可以用來進行分類。哈佛大學的安妮·坎農(nóng)和愛德華·皮克林發(fā)展出的分類法成為日后眾所周知的哈佛分類系統(tǒng)，發(fā)表在1901年的哈佛年報（Harvard Annals）。3

1906年，在波茨坦，丹麥的天文學家埃希納·赫茨普龍注意到最紅的那些恒星－在哈佛系統(tǒng)的分類是K和M－可以分為兩個不同的群體。這些恒星不是比太陽亮，就是比太陽暗淡許多。為了區(qū)分這兩個群，他分別稱它們是"巨星"和"矮星"。第二年他開始研究星團；大量在大約相同距離的恒星都屬于同一個恒星集團。他發(fā)表了第一張這些恒星的顏色相對于亮度的圖，這張圖表顯示出突顯和連續(xù)的系列恒星，他稱之為主序帶。4

在普林斯頓大學，亨利·諾利斯·羅素也做了如下的類似研究。他研究恒星的光譜分類和它們修正過距離的真實亮度－它們的絕對星等。為了達到這個目的，他使用一系列在哈佛分類系統(tǒng)中有確切視差的恒星。當它繪制這些恒星的光譜對應于絕對星等的圖時，他發(fā)現(xiàn)這些矮星遵循明確的關系，這使得他可以真正合理且準確的預測矮星的亮度5。

赫茨普龍觀察的紅色恒星，矮星也遵循著羅素發(fā)現(xiàn)的光譜-光度關系。然而，巨星仍然比矮星亮了許多，并未遵循著相同的關系。羅素認為"巨星必須有低密度或是大表面的亮度，與矮星的事實恰好相反"。相同的曲線也顯示有極少數(shù)白色的暗星5。

1933年，本特·斯特龍根介紹赫羅圖來顯示亮度-光譜分類的關系圖6。這個名稱反映出這種方法是赫茨普龍和羅素在20世紀早期平行發(fā)展出來的。如同在20世紀30年代發(fā)展出的恒星演化模型，它顯示出恒星有著一致的化學成分，恒星的質(zhì)量和半徑之間有著關聯(lián)性。也就是說，對于給定的恒星質(zhì)量和成分，有一個唯一的恒星半徑和光度解。這被稱為羅素-沃克定理，是以亨利·諾利斯·羅素和海涅·沃克的名字命名的。經(jīng)由這個定理，一旦知道一顆恒星的化學成分，和它在主序帶上的位置，則這顆恒星的質(zhì)量和半徑已就確定了。不過，后來發(fā)現(xiàn)這個定理不適用于那些成分不一致的恒星7。

W. W.摩根和P. C.肯南在1943年發(fā)表了改進的恒星分類8。摩根-肯南分類（MK系統(tǒng)）選定每顆恒星的光譜－以哈佛分類系統(tǒng)為基礎－和光度分類。哈佛分類系統(tǒng)是在知道光譜和溫度之間的關系之前，以每顆恒星光譜的氫線強度給與不同的字母標示。在依照溫度排序和篩除重復的分類之后，恒星的光譜類型遵循溫度由高至低和溫度由藍至紅的順序排列，序列成為O、B、A、F、G、K、和M（通俗的用來記憶這個恒星分類序列的方法是Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me"）。亮度分類是依據(jù)亮度的減弱從Ⅰ到Ⅴ，主序帶的恒星被歸類為Ⅴ。9

形成和演化當一顆原恒星從位于星際介質(zhì)中的氣體和塵埃構(gòu)成的巨分子云中坍縮形成時，最初的成分是均勻的，質(zhì)量包含大約70%的氫和28%的氦，還有其它含量可追蹤的元素10。

恒星的初始質(zhì)量取決于在分子云中所在位置的條件（新形成恒星的質(zhì)量分布是依據(jù)初始質(zhì)量函數(shù)的經(jīng)驗來描述）。當坍縮開始時，這顆前主序星經(jīng)由重力收縮產(chǎn)生能量。在達到合適的密度，能量開始由核心將氫轉(zhuǎn)變成氦的放熱核聚變程序來產(chǎn)生9。

一旦氫的核聚變成為能量產(chǎn)生過程中的主要來源，重力就沒有多余的能量使恒星收縮11，這顆恒星將沿著一條曲線落在赫羅圖上所稱的標準主序帶上，天文學家有時會參考這個階段稱為"零齡主序帶"，或ZAMS1213。這條曲線是恒星開始進行核聚變的點，可以依據(jù)恒星的特性使用電腦模型計算出ZAMS。從這個點，恒星的亮度和表面溫度會隨著年齡而增加。

直到核心中的氫被大量的消耗掉，恒星依然還在主序帶上初始的位置附近，然后就開始變成一顆更明亮的恒星（在赫羅圖上，恒星的演化是離開主序帶向上和向右移動）。因此主序帶是恒星生命中以氫燃燒為主的階段9。

主序帶劃分主序帶是赫羅圖上位于對角在線的曲線，絕大部分的恒星都坐落在這個范圍上，在這個區(qū)域內(nèi)的恒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(xù)在進行，恒星光譜類型與亮度都與恒星的質(zhì)量有直接的關聯(lián)，而且恒星的一生也幾乎都花費在這個階段上。但是，即使在理想的觀測下，主序帶還是會有些模糊不清。例如，緊鄰的伴星、自轉(zhuǎn)或磁場，都會造成一些改變。明確的說，有些金屬貧乏的恒星(次矮星)，位置就在主序帶的下方，一樣進行氫的核聚變，但在主序帶的下端就會因為化學組成而造成混淆不清的情況。

天文學家有時會提到“零齡主序帶”(ZAMS)，這是由計算所得的曲線，表示的是恒星開始氫的核聚變時，其亮度與表面溫度的位置，而典型的恒星會隨著年齡由這點開始，表面溫度與亮度增加。當恒星誕生時會進入主序帶，瀕臨死亡前就會離開主序帶。太陽是一顆主序星，年齡是46億歲，光譜分類是G2V。當核心的氫耗盡后，將膨脹成為一顆紅巨星。主序帶有時會被分成上段和下段，根據(jù)恒星產(chǎn)生能量的主要過程來進行劃分。質(zhì)量大約在1.5倍太陽質(zhì)量以內(nèi)的恒星，將氫聚集融合成氦的一系列主要過程稱為質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應。超過這個質(zhì)量在主序帶的上段，核聚變主要是碳、氮、和氧。通常，質(zhì)量越大的恒星在主序帶上的生命期越短。在核心的核燃料已被耗盡之后，恒星的發(fā)展會離開赫羅圖上的主序帶。這時恒星的發(fā)展取決于它的質(zhì)量，質(zhì)量低于0.23太陽質(zhì)量的恒星直接成為白矮星，而質(zhì)量未超過10太陽質(zhì)量的恒星將經(jīng)歷紅巨星的階段；質(zhì)量更大的恒星可以爆炸成為超新星，或直接塌縮成為黑洞。

參數(shù)把恒星看作一個理想的能量輻射體，也就是黑體，則光度L和半徑R與有效溫度 的關系可以用斯特藩-玻爾茲曼定律來表示：L= 4πσRTeff

此處的σ是斯特藩-玻爾茲曼常數(shù)。如果恒星在赫羅圖上的位置顯示出他近似的亮度，這個關系可以用來估計他的半徑。

恒星的質(zhì)量、半徑、和亮度三者有緊密的關聯(lián)性，以及它們各自的值可以近似的估計三者的值。首先是斯特藩-玻爾茲曼定律，他表明了亮度L、半徑R和表面的有效溫度Teff的關系。其次是質(zhì)光關系，給出了亮度L和質(zhì)量M關系。最后，是質(zhì)量M和半徑R之間接近線性的關系。M相對R增加的因素關系在2.5至3M之間。這種關系大約正比于恒星內(nèi)部的溫度，和它極其緩慢的增加反映出能量在核心產(chǎn)生的效率取決于與溫度，而這與質(zhì)光關系吻合。因此，太高或太低的溫度都會導致恒星不穩(wěn)定的結(jié)果。

一個較好的近似是，每單位質(zhì)量的能量產(chǎn)生率，如果ε正比于，此處的是核心的溫度。這至少適用于像太陽這樣的恒星，顯示出碳氮氧循環(huán)的恒星，較適合使用R∝M。

下表是主序帶上恒星的典型數(shù)值：光度（L），半徑（R），和質(zhì)量（M）都是相對于以太陽—一顆光譜分類為G2V的矮星－的比較值，正確的數(shù)值可以有20-30%的變化量。

（注意：以下的數(shù)據(jù)與外部鏈接的并不會完全一致，同時單位面積的亮度也沒有遵循溫度（T）的比率）

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能量產(chǎn)生所有的主序星都有進行核聚變產(chǎn)生能量的核心區(qū)域。核心的溫度和密度都必須要能維持個極能量的生產(chǎn)和支撐這顆恒星的其余部分。產(chǎn)生的能量減少將導致覆蓋在外的質(zhì)量壓縮核心，結(jié)果會因為更高的溫度和壓力導致核聚變的速率增加。同樣的，增加能量的生產(chǎn)將導致恒星的膨脹，降低核心的壓力。因此，恒星形成自律的。所有的主序星都有進行核聚變產(chǎn)生能量的核心區(qū)域。核心的溫度和密度都必須要能維持個極能量的生產(chǎn)和支撐這顆恒星的其余部分。產(chǎn)生的能量減少將導致覆蓋在外的質(zhì)量壓縮核心，結(jié)果會因為更高的溫度和壓力導致核聚變的速率增加。同樣的，增加能量的生產(chǎn)將導致恒星的膨脹，降低核心的壓力。因此，恒星形成自律的流體靜力平衡系統(tǒng)，使其在主序帶的生命期間過程是穩(wěn)定的14。

主序星有兩種類型的氫反應過程，并且每個類型產(chǎn)生能量的速率取決于核心區(qū)域的溫度。天文學家將主序帶分成上下兩個部分，就是依據(jù)兩種類型是以何者做為核聚變的主導過程。在主序帶的下部，能量主要是經(jīng)由質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應孳生，經(jīng)由一系列的步驟直接將氫融合成氦。在主序帶上部的恒星，有足夠高的核心溫度，可以有效的使用碳氮氧循環(huán)（參見圖）。這個過程使用碳、氮、和氧原子做為觸媒，在過程中將氫融合成氦15。

當溫度在1,800萬K時，PP過程和CNO循環(huán)同樣有效，并且各自產(chǎn)生恒星一半的凈光度。核心在這種溫度的恒星質(zhì)量大約是1.5太陽質(zhì)量，主序帶上部恒星的值量都超過這個值。因此，粗略的說，光譜類型為F或溫度更低的恒星在主序帶的下部，A型恒星或更熱的恒星在主序帶的上部。從主要的能量產(chǎn)生類型從一種過度到另一種的質(zhì)量范圍不到一個太陽質(zhì)量。在我們的太陽，1太陽質(zhì)量的恒星，只有1.5%的能量是以CNO循環(huán)產(chǎn)生的16。與此相反的，1.8太陽質(zhì)量或更高質(zhì)量的恒星，幾乎所有的能量都是完全經(jīng)由CNO循環(huán)輸出17。

觀測到的主序星上部恒星質(zhì)量的上限在120至200太陽質(zhì)量18。這種限制在理論上的解釋是質(zhì)量超過的恒星不能快速的輻射出能量以維持穩(wěn)定，所以任何額外的質(zhì)量將在一系列的脹縮中被拋射出去，直到這顆恒星大到穩(wěn)定狀態(tài)的限制19。能持續(xù)進行質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應的質(zhì)量下限大約是0.08太陽質(zhì)量，低于這個門檻的次恒星天體不能維持氫融合，像是所知的褐矮星20。

演化軌跡主序星一旦消耗掉在它核心的氫，產(chǎn)生的能量損失將導致引力坍縮。對質(zhì)量低于0.23太陽質(zhì)量的恒星，一旦核心的氫停止孳生能量，預測它們將直接成為白矮星。超過此一臨界值到10太陽質(zhì)量的恒星，環(huán)繞在氦核心周圍的氫達到足夠的溫度和壓力，就會開始核聚變，成為氫燃燒殼層。除造成這種變化外，恒星外面的包層也將擴張并造成溫度的下降，將轉(zhuǎn)變成為紅巨星。此時，恒星終止在主序帶上的演化，并且進入巨星分支。恒星演化的路徑在赫羅圖上橫越，往主序帶的右上角移動，被稱為演化的軌跡。

紅巨星的氦核繼續(xù)坍縮直到它完全受到電子簡并壓－一種量子力學的效應，限制物質(zhì)可以被壓縮的緊密程度－的支撐。對超過0.5太陽質(zhì)量的恒星21，核心可以達到夠高的溫度，經(jīng)由3氦過程將氦燃燒成碳2223。質(zhì)量在5至7.5太陽質(zhì)量的恒星可已經(jīng)由核聚變產(chǎn)生原子量更高的元素。10太陽質(zhì)量或更重的恒星，這個過程會使核心越來越緊密，最后導致核心的坍縮，拋出覆蓋在恒星外面的氣殼發(fā)生II型超新星、Ib型超新星、或Ic型超新星的爆炸。

當一個星團的恒星幾乎都是同一時間形成時，這些恒星的壽命將取決于個別的質(zhì)量。質(zhì)量最大的恒星會最先離開主序帶，然后質(zhì)量較低的也會依序穩(wěn)定的離開。因此，恒星的演化將依照它們在主序帶上的位置，從質(zhì)量最大的開始離開，轉(zhuǎn)到赫羅圖的右側(cè)。在這個星團中的恒星當前離開主序帶的位置，就是所謂的轉(zhuǎn)折點，可以用來估計星團的年齡24。

本詞條內(nèi)容貢獻者為:

湯壽旎 - 副教授 - 武漢理工大學