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主序星

Wikipedia · 2026-07-18 维基百科 👁 1 阅读

）相對於色指數（表示為B-V）繪製的赫羅圖，可以看見主序帶是從左上到右下顯著的斜帶。這張圖示由依巴谷星表的22,000顆恆星加上1,000顆格利澤近星星表中的低亮度恆星（紅色和白色的點）組成。]]
主序星（）是在顯示恒星演化過程的赫羅圖上被稱為主序帶上的恆星，分布在從左上角至右下角。

主序帶是以顏色相對於光度繪圖成線的一條連續和獨特的恆星帶。這個色-光圖就是後來埃希納·赫茨普龍和亨利·諾利斯·羅素合作發展出來著名的赫羅圖。在這條帶子上的恆星就是所謂的主序星。

第三个关系是史蒂芬-波茲曼定律，他描述了亮度L、半徑R和表面的有效溫度Teff之间的关系。斯特凡-波茲曼定律适用于所有的恒星。將恆星當成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T_{\rm eff}的關係可以表示为：

:L = 4πσR2Teff4

此處的σ是史蒂芬-波茲曼常數。如果恆星在赫羅圖上的位置顯示出他近似的亮度，這個關係可以用來估計他的半徑，這種星等上的差異提供了恆星溫度的測量。

下表列出了主序帶上恆星的典型参数數值：光度（L），半徑（R），和質量（M）都是相對於以太陽—一顆光譜分類為G2V的矮星－的比較值，正確的數值可以有20-30%的變化量
|-
|align="center" bgcolor="#fff7e9"|G5
|align="center"|0.93
|align="center"|0.93
|align="center"|0.79
|align="center"|5,600
|align="center"|山案座α
|-
|align="center" bgcolor="#ffe9cb"|K0
|align="center"|0.85
|align="center"|0.78
|align="center"|0.40
|align="center"|5,150
|align="center"|宗人四（蛇夫座70）
|-
|align="center" bgcolor="#ffcb99"|K5
|align="center"|0.74
|align="center"|0.69
|align="center"|0.16
|align="center"|4,450
|align="center"|天津增二十九（天鹅座61），在主序帶上的總生存期大約是100億年，所以：

:\begin{smallmatrix} \tau_{\rm MS}\ \approx \ 10^{10} \text{years} \cdot \left[ \frac{M}{M_{\bigodot}} \right] \cdot \left[ \frac{L_{\bigodot}}{L} \right]\ =\ 10^{10} \text{years} \cdot \left[ \frac{M}{M_{\bigodot}} \right]^{-2.5} \end{smallmatrix}

此處的M和L是恆星的質量和光度，\begin{smallmatrix}M_{\bigodot}\end{smallmatrix}太陽質量，\begin{smallmatrix}L_{\bigodot}\end{smallmatrix}是太陽光度，\tau_{\rm MS}是估計的恆星主序帶生命期。

雖然質量越大的恆星有越多的燃料可以消耗，並且可能會持續更長的時間，但是它們也隨著質量的增加成比例的輻射出更多的能量。因此，質量最大的恆星停留在主序帶的生命期只有數百萬年，只有十分之一太陽質量的恆星可能會超過數兆年。

精確的質光關係取決於如何有效的將能量從核心傳送到表面。不透光度越高的恆星已保留越多的能量在核心，所以不需要產生太多的能量來維持流體靜力平衡。相較之下，不透明度較低的恆星意味著需要更迅速的燃燒更多的燃料，以保持平衡。但是請注意，過高的不透明度會導致能量改以對流來傳送，這會改變為持平衡所需要的條件。

在高質量的主序星，電子散射主導著不透明度，溫度的增加幾乎是不變的，因此光度只會以恆星質量的立方增加。在10太陽質量以下的主序星，不透明度越來越依靠著溫度，導致恆星的光度大約是隨著質量的四次方而變化。對質量非常低的恆星，大氣層中的分子也有助於不透明度。在0.5太陽質量以下的恆星，光度隨著質量的2.3次方而變，在質量相對於光度的圖上產生的斜率是平坦的。然而，即使做了這些改進，仍然只是近似的質光關係，因為質光關係還與恆星的組成有關。

演化軌跡
（藍色）較老，所以在主序帶上的轉折點位置比較年輕的M67（黃色）為低。]]

主序星一旦消耗掉在它核心的氫，產生的能量損失將導致重力坍縮。對質量低於0.23太陽質量的恆星，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太陽質量的恆星，環繞在氦核心周圍的氫達到足夠的溫度和壓力，就會開始核融合，成為氫燃燒殼層。除造成這種變化外，恆星外面的包層也將擴張並造成溫度的下降，將轉變成為紅巨星。此時，恆星終止在主序帶上的演化，並且進入巨星分支。恆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。

紅巨星的氦核繼續坍縮直到它完全受到電子簡併壓力－一種量子力學的效應，限制物質可以被壓縮的緊密程度－的支撐。對超過0.5太陽質量的恆星，核心可以達到夠高的溫度，經由3氦過程將氦燃燒成碳。質量在5至7.5太陽質量的恆星可已經由核融合產生原子量更高的元素。10太陽質量或更重的恆星，這個過程會使核心越來越緊密，最後導致核心的坍縮，拋出覆蓋在恆星外面的氣殼發生II型超新星。

相關條目
*赫羅圖
*氫燃燒

註解
}}

外部連結

*

#天文学概念 #恒星演化 #主序星 #恆星類型

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