Главная последовательность

• Разделы:
  • Эволюция
  • История изучения
  • Примечания
  • Литература

Главная последовательность — стадия эволюции звёзд, а также область на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, образованная звёздами на этой стадии, и соответствующий класс светимости.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

На диаграмме Герцшпрунга — Рассела главная последовательность проходит по диагонали: из верхнего левого угла (высокие светимости, синий цвет) в правый нижний угол (низкие светимости, красный цвет). Таким образом, значения масс, размеров, температур и светимостей звёзд главной последовательности тесно связаны друг с другом и лежат в довольно широком диапазоне.

Пребывание на главной последовательности — наиболее длительный этап в эволюции звёзд. На главную последовательность звёзды попадают после стадии протозвезды — когда их основным источником энергии становятся термоядерные реакции синтеза гелия из водорода, идущие в ядре. Когда запасы водорода в ядре исчерпываются, звезда сходит с главной последовательности, а её дальнейшая эволюция уже зависит от массы. Однако в любом случае дальнейшие стадии эволюции длятся гораздо меньше, чем стадия главной последовательности, и, как следствие, абсолютное большинство звёзд во Вселенной, включая Солнце, принадлежит главной последовательности. Практически все звёзды в определённый момент жизни оказываются на главной последовательности — исключением являются субкарлики, которые похожи на звёзды главной последовательности, но бедны тяжёлыми элементами и имеют меньшую светимость. Планетные системы звёзд главной последовательности с небольшой массой являются объектом поиска обитаемых планет — ввиду длительного существования и стабильных размеров зоны обитаемости.

Главная последовательность была впервые обнаружена и описана в начале XX века в нескольких независимых работах, в которых строилась диаграмма спектр — светимость. В середине XX века была выяснена природа и эволюция звёзд главной последовательности

Содержание

• 1 Свойства
  • 1.1 Основные свойства
  • 1.2 Вариации температур и светимостей
  • 1.3 Строение
  • 1.4 Энерговыделение
• 2 Эволюция
• 3 История изучения
• 4 Примечания
• 5 Литература

Свойства

Основные свойства

Cветимости, радиусы и температуры звёзд главной последовательности варьируются в довольно широком диапазоне: встречаются светимости от 10−4 до 106L⊙ (и абсолютные звёздные величины от −6m до +16m[1]), радиусы — от 0,1 до более чем 10 R⊙, температуры — от 3 до 50 тысяч K[2][3]. Тем не менее, эти величины тесно связаны, в результате чего звёзды главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Рассела занимают практически диагональную полосу, проходящую от ярких голубых звёзд к тусклым красным[4]. Звёзды главной последовательности имеют класс светимости V[5].

Вышеперечисленные параметры определяются в первую очередь массой звезды. На эти параметры влияют и другие свойства звезды, но в гораздо меньшей степени, чем масса (см. ниже[⇨])[6]. В том приближении, что звезда является абсолютно чёрным телом, светимость L{displaystyle L}

  пропорциональна квадрату радиуса R{displaystyle R}  и четвёртой степени эффективной температуры T{displaystyle T}  по закону Стефана — Больцмана[7]:

L=4πR2σT4,{displaystyle L=4pi R^{2}sigma T^{4},} 

где σ{displaystyle sigma }

  — постоянная Стефана — Больцмана. Этот закон применим ко всем звёздам, а не только к звёздам главной последовательности. Для звёзд главной последовательности масса и светимость связаны одноимённым соотношением: теоретически его можно оценить как L∝Mα{displaystyle Lpropto M^{alpha }} , где α=3{displaystyle alpha =3} , однако для реальных звёзд α{displaystyle alpha }  может принимать значения от 1 до 5 в разных диапазонах масс[8]. Связь массы и радиуса звезды часто описывается похожим соотношением — R∝Mβ{displaystyle Rpropto M^{beta }} , где β{displaystyle beta }  принимает значения не более 1 в разных диапазонах масс[9], но иногда это соотношение приближают более сложными функциями[10].

В любом случае выходит, что все четыре параметра оказываются тесно связанными. Теоретические ограничения на массу звёзд ограничивают и диапазон остальных параметров звёзд. Максимальная масса устойчивых звёзд составляет около 120 M⊙. Хотя известны более массивные звёзды, они оказываются неустойчивыми, пульсируют и теряют массу, выбрасывая вещество в открытый космос, пока не становятся устойчивыми[11]. Нижний предел массы — около 0,08 M⊙: при меньшей массе звезда неспособна поддерживать горение водорода в своих недрах и является коричневым карликом, а не звездой[12].

При формировании звёзды главной последовательности однородны и состоят в основном из водорода (около 91 % по количеству частиц, 75% по массе) и гелия (около 9 % по числу частиц, 25% по массе) — их состав близок к составу межзвёздной среды[13][14][15]. Также эти звёзды содержат небольшое количество более тяжёлых элементов[16]. Со временем доля гелия в центре возрастает вследствие идущих термоядерных реакций[17].

Вариации температур и светимостей

При сгорании водорода в ядре звёзд образуется гелий, с которым в период, пока звезда находится на стадии главной последовательности, не проходят никакие термоядерные реакции. Водорода в ядре остаётся меньше, из-за чего звезда вынуждена постепенно сжиматься, чтобы компенсировать падение темпа реакций. Это увеличивает давление в ядре, и, следовательно, мощность энерговыделения и светимость звезды[18]. Таким образом, звезда меняет своё положение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела ещё тогда, когда находится на главной последовательности, до схода с неё[19]. Например, 4,5 миллиарда лет назад Солнце, уже будучи звездой главной последовательности, имело светимость около 70% от современной[20].

Другие явления, такие, как быстрое вращение также могут повлиять на смещение звезды относительно главной последовательности[21]. На светимость и температуру поверхности также влияет металличность звезды. Выделяют отдельный класс звёзд, называемый субкарликами: они выделяют энергию за счёт горения водорода в ядре, но это старые звёзды, бедные тяжёлыми элементами. Из-за этого субкарлики имеют звёздные величины на 1—2m слабее, чем звёзды главной последовательности тех же спектральных классов[22]. Наконец, среди звёзд главной последовательности существуют переменные звёзды, например, переменные типа Дельты Щита, которые, в силу переменности, с некоторым периодом меняют своё положение на диаграмме[23]. Все эти обстоятельства обеспечивают звёздам главной последовательности некоторый разброс на диаграмме цвет — светимость, особенно в области ранних спектральных классов[19].

Строение

  Строение звёзд главной последовательности различных массОсновная статья: Строение звёзд

Ядро является наиболее плотной и горячей частью звезды, поэтому там происходят ядерные реакции и выделяется энергия (см. ниже[⇨])[6]. Энергия из ядра может переноситься к поверхности двумя основными способами: конвекцией — перемешиванием вещества, и лучистым переносом — последовательным поглощением и переизлучением фотонов. Конвекция появляется только в том случае, если лучистый перенос неспособен быстро переносить энергию и в какой-то области звезды образуется достаточно большой градиент температуры, что делает её неустойчивой к конвекции[24][12].

У звёзд больших масс энерговыделение сильно сосредоточено к центру, поэтому в ядре градиент температуры достаточно велик и у звёзд с массами более 1,5 M⊙ ядро конвективно, а внешние слои являются областью лучистого переноса. При уменьшении массы размер конвективного ядра становится меньше и появляется конвективная зона у поверхности звезды, так как из-за более низкой температуры внешние слои становятся непрозрачными и уменьшают эффективность лучистого переноса. При массе звезды менее 1,15 M⊙ конвективное ядро полностью исчезает. Таким образом, в диапазоне масс 1,15—1,5 M⊙ звезда имеет две небольших конвективных зоны — в ядре и у поверхности, в то время как остальные части звезды устойчивы к конвекции. При дальнейшем уменьшении массы звезды конвективная зона у поверхности увеличивается, и для звёзд массой менее 0,2—0,5 M⊙[25][26] она распространяется на весь объём звезды — маломассивные звёзды являются полностью конвективными[24][27].

Структура звезды влияет на её эволюцию (см. ниже[⇨]): например, маломассивные звёзды полностью конвективны, поэтому гелий, вырабатываемый в ядрах таких звёзд, переносится по всему их объёму. Они остаются химически однородными и продолжают термоядерный синтез до тех пор, пока весь водород в звезде не будет исчерпан. Напротив, у более массивных звёзд в определённый момент образуется гелиевое ядро и реакции в центре прекращаются[26]. Структура звезды может меняться со временем: по мере накопления гелия прозрачность вещества увеличивается, что может приводить к остановке конвекции в ядрах маломассивных звёзд[28].

Энерговыделение

  Зависимость мощности энерговыделения (ε) от температуры (T) для p-p цикла, CNO-цикла и тройного альфа-процессаОсновная статья: Звёздный нуклеосинтез

Все звёзды главной последовательности имеют плотное и разогретое ядро, в котором происходят термоядерные реакции, а именно, синтез гелия из водорода. Из-за этого они находятся в гидростатическом равновесии, которое является устойчивым: если энерговыделение в ядре увеличится, то звезда расширится и давление в ядре упадёт, и наоборот. Несмотря на это, между звёздами главной последовательности есть некоторые качественные отличия. От массы звезды зависит то, как именно происходит синтез гелия: у звёзд легче 1,5 M⊙ практически вся энергия выделяется за счёт протон-протонного (p-p) цикла, а у более массивных звёзд — за счёт CNO-цикла[29].

Дело в том, что при увеличении массы звезды увеличивается и температура и плотность в её ядре, а от них, в свою очередь, зависит частота термоядерных реакций (а следовательно, и мощность энерговыделения). Причём для p-p цикла она пропорциональна 4-й степени температуры в ядре, а для CNO-цикла — 17-й[30]. Однако, диапазон температур в недрах звёзд меньше, чем диапазон их масс. Например, для звезды с массой 0,1 M⊙ температура в ядре составляет 4 миллиона K, а для звезды с массой 50 M⊙ — 40 миллионов, то есть, прирост массы в 500 раз приводит к увеличению температуры в центре звезды лишь в 10 раз[29].

Из-за разницы коэффициентов зависимости энерговыделения от температуры при низких температурах p-p цикл производит большую часть энергии, при температуре 18 миллионов K (которая достигается в звёздах с массой 1,5 M⊙) циклы сравниваются в эффективности, а при большей температуре CNO-цикл выделяет больше энергии. Например, у Солнца, при температуре ядра около 16 миллионов K, CNO-цикл обеспечивает только 1,5 % выделяемой энергии[29].

Эволюция

  Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для двух рассеянных звёздных скоплений: M 67 и NGC 188, позволяющая определить их возраст  Приближённая зависимость времени пребывания звезды на главной последовательности от её массы  Эволюционный трек после главной последовательности для звезды с массой Солнца и солнечным химическим составомОсновная статья: Звёздная эволюция

Звёзды попадают на главную последовательность после стадии протозвезды. Момент, когда мощность излучения звезды сравнивается с мощностью термоядерных реакций внутри неё (то есть, когда энергия перестаёт вырабатываться за счёт сжатия), считается моментом попадания звезды на главную последовательность. Считается, что в этот момент у звезды нулевой возраст, и область, где расположены такие звёзды, называется начальной главной последовательностью или главной последовательностью нулевого возраста. Она расположена в нижней части главной последовательности[31][32].

Общее количество энергии, которое звезда сможет произвести в процессе синтеза гелия из водорода, ограничено, в первую очередь, количеством водорода. Если звезда находится в равновесии, то она должна излучать столько же энергии, сколько и вырабатывает. Следовательно, можно оценить время нахождения звезды на главной последовательности, поделив общий запас энергии, который выделится, если весь водород в термоядерных реакциях превратится в гелий, на её светимость. Например, для Солнца этот период составит порядка 1010 лет[33].

Для звёзд главной последовательности с массами в диапазоне 2 M⊙ < M < 20 M⊙ зависимость масса — светимость выглядит как L ∝ M3,5, похожее соотношение выполняется и для меньших масс[34]. Следовательно, у таких звёзд время нахождения на главной последовательности связано с массой как t ∝ M−2,5. Значит, более тяжёлые звёзды раньше сходят с главной последовательности и меньше живут. Тем не менее, у самых тяжёлых звёзд зависимость светимости от массы становится линейной, срок их жизни перестаёт уменьшаться с ростом массы, но составляет, по разным оценкам, от одного до нескольких миллионов лет, что очень мало с астрономической точки зрения[35][36][37]. Самые маломассивные красные карлики могут жить порядка 10 триллионов лет[38].

Эта особенность позволяет определять возраст звёздных скоплений с учётом того, что звёзды в них образовались одновременно. Если построить диаграмму Герцшпрунга — Рассела для звёздного скопления, то главная последовательность будет ограничена слева и будет переходить в ветвь субгигантов — скопление живёт уже достаточно времени, чтобы самые массивные звёзды сошли с главной последовательности. Эта особенность позволяет рассчитывать возраст скопления как время нахождения на главной последовательности для звёзд на точке изгиба[39].

В течение жизни звезды в ядре постепенно накапливается гелий, который уменьшает темп реакций, и характеристики звезды меняются, чтобы сохранялось равновесие. Она постепенно отходит от начальной главной последовательности в сторону увеличения светимостей и уменьшения температур. Для звёзд средней массы стадия главной последовательности завершается, когда температура в недрах становится настолько большой, что водород начинает сгорать уже за пределами ядра. В этот момент звезда переходит на ветвь субгигантов, а через некоторое время становится красным гигантом, после чего в ней происходит гелиевая вспышка и начинается горение гелия[40][41][42]. У звёзд с большей массой также начинается горение гелия, хотя и немного другим путём[43][44].

О дальнейшей эволюции звёзд наименьшей массы имеются лишь теоретические сведения, так как потенциальный срок их жизни превышает возраст Вселенной. Считается, что звёзды с массами меньше 0,5 M⊙ не могут стать гигантами, и по мере накопления гелия в ядре звезда сжимается и нагревается, становясь голубым карликом[45].

Так или иначе, дальнейшим стадиям эволюции звезды соответствует большая светимость, чем на стадии главной последовательности. Напротив, дальнейшие термоядерные реакции, если они идут, имеют гораздо меньшее удельное энерговыделение: для горения гелия оно примерно в 10 раз меньше, чем для синтеза гелия из водорода, а для следующих реакций оно ещё меньше. Из-за этого дальнейшие стадии эволюции звёзд проходят гораздо быстрее, чем стадия главной последовательности: к примеру, для Солнца стадия красного гиганта займёт около 130 миллионов лет — примерно на два порядка меньше, чем стадия главной последовательности[46][47]. У большинства звёзд ситуация аналогичная, поэтому абсолютное их большинство, до 90 %, находится на главной последовательности[35].

История изучения

К началу XX века астрономы стали получать всё больше информации о типах звёзд и расстоянии до них. В частности, развивалась спектроскопия, что позволило искать закономерности в звёздных спектрах и классифицировать их. Наконец, к 1901 году Пикеринг и Кэннон, работавшие в Гарвардской обсерватории, разработали и опубликовали метод классификации звёзд по спектрам, названный Гарвардской классификацией. В 1943 году Уильям Морган и Филипп Кинан немного её улучшили: дополнительно она стала включать класс светимости от I до V. Звёздам главной последовательности в ней соответствовал класс V. Эта система классификации получила название Йеркской и используется до сих пор[48][49].

В 1906 году датский астроном Эйнар Герцшпрунг заметил, что самые красные звёзды — спектральных классов K и M — делятся на две группы по светимости: одни значительно ярче Солнца, а другие значительно тусклее. Эти классы были названы соответственно «гигантами» и «карликами». В следующем году он изучал звёздные скопления: это было удобно, так как звёзды одного скопления находятся почти на одном расстоянии от Земли. Он опубликовал диаграммы «цвет-светимость», в которых везде обнаруживалась последовательность (именно она стала главной последовательностью) звёзд от красных и тусклых до голубых и ярких[50]. В Принстонском университете, независимо от Герцшпрунга, похожим исследованием занимался Генри Норрис Рассел. Он составлял подобные диаграммы, но не для отдельных скоплений, а для различных звёзд, делая поправку на их расстояние, чтобы получить абсолютную звёздную величину. Он получил похожие результаты и выяснил, что для звёзд-карликов по их спектральному классу можно с достаточной точностью оценивать светимость[51]. Сам термин «диаграмма Герцшпрунга — Рассела» появился позже, благодаря датскому астроному Бенгту Стрёмгрену: в 1933 году он предложил так называть любую диаграмму «спектр-светимость»[52].

Исторически сложилось, что звёзды главной последовательности также называют «звёздами-карликами»[53][54]. Однако это иногда приводит к путанице. Хотя красные, оранжевые и жёлтые звёзды главной последовательности действительно значительно меньше других звёзд того же цвета, и потому называются «карликами», для звёзд спектральных классов O, B, A и F это неверно: звёзды главной последовательности этих классов гораздо меньше отличаются от «гигантских», а для самых горячих звёзд разница и вовсе незаметна. Такие звёзды различают по их спектрам: у звёзд, сошедших с главной последовательности, и у звёзд, находящихся на ней, различаются линии поглощения[55]. Более того, термины «белый карлик» и «голубой карлик» вообще не относятся к звёздам главной последовательности: первый относится к остаткам звёзд, в которых уже не идёт термоядерный синтез, а второй — к гипотетическому классу звёзд, в которые со временем должны превращаться красные карлики[56][45].

Примечания

1. ↑ Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (неопр.) 71. Cambridge University Press. Дата обращения: 1 апреля 2021.
2. ↑ 1 2 Сурдин, 2015, с. 151.
3. ↑ 1 2 Батурин В. А., Миронова И. В. Звезды: их строение, жизнь и смерть. Главная последовательность (неопр.). Астронет. Дата обращения: 1 апреля 2021.
4. ↑ Karttunen et al., 2007, pp. 215—216.
5. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 377.
6. ↑ 1 2 Кононович, Мороз, 2004, с. 394.
7. ↑ Сурдин, 2015, с. 148—149.
8. ↑ Сурдин, 2015, с. 149.
9. ↑ Постнов К. А. Лекции по Общей Астрофизике для Физиков. Соотношения для звезд главной последовательности (неопр.). Астронет.
10. ↑ Eker Z., Bakis V., Bilir S., Soydugan F., Steer I. Interrelated main-sequence mass-luminosity, mass-radius, and mass-effective temperature relations // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2018-10-01. — Т. 479. — С. 5491–5511. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/sty1834.
11. ↑ Ziebarth K. On the Upper Mass Limit for Main-Sequence Stars // The Astrophysical Journal. — 1970-12-01. — Т. 162. — С. 947. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/150726.
12. ↑ 1 2 Karttunen et al., 2007, p. 247.
13. ↑ Сурдин В. Г. Межзвездная среда (неопр.). Астронет.
14. ↑ Сурдин, 2015, с. 124.
15. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 396.
16. ↑ Chemical Composition (неопр.). Swinburne University of Technology. Дата обращения: 1 апреля 2021.
17. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 249.
18. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 124.
19. ↑ 1 2 Холопов П. Н. Звёздные скопления. Учет эволюционных эффектов. Проблема определения начальной главной последовательности (неопр.). Астронет.
20. ↑ Sackmann I. J., Boothroyd A. I., Kraemer K. E. Our Sun. III. Present and Future // The Astrophysical Journal. — 1993-11-01. — Т. 418. — С. 457. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/173407.
21. ↑ Sweet P. A., Roy A. E. The Structure of Rotating Stars. I // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1953-12-01. — Т. 113, вып. 6. — С. 701–715. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/113.6.701.
22. ↑ Юнгельсон Л. Р. Субкарлики (неопр.). Большая российская энциклопедия. Дата обращения: 1 апреля 2021.
23. ↑ Самусь Н. Н. Переменные звезды. Пульсирующие звёзды (неопр.). Астрономическое наследие.
24. ↑ 1 2 Brainerd J. J. Main-Sequence Stars (неопр.). The Astrophysics Spectator. Дата обращения: 2 апреля 2021.
25. ↑ Сурдин, 2015, с. 159.
26. ↑ 1 2 Karttunen et al., 2007, pp. 247—249.
27. ↑ Батурин В. А., Миронова И. В. Звезды: их строение, жизнь и смерть. Строение звезд главной последовательности (неопр.). Астронет. Дата обращения: 2 апреля 2021.
28. ↑ Laughlin G., Bodenheimer P., Adams F. C. The End of the Main Sequence (англ.) // The Astrophysical Journal. — 1997-06-10. — Vol. 482, iss. 1. — P. 420. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/304125.
29. ↑ 1 2 3 Main-Sequence Stars (неопр.).
30. ↑ Main Sequence Stars (неопр.).
31. ↑ Hansen, Carl J. & Kawaler, Steven D. (1999), Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Astronomy and Astrophysics Library, Springer Science & Business Media, с. 39, ISBN 978-0387941387, <https://books.google.com/books?id=m-_6LYuUbUkC&pg=PA39> 
32. ↑ Clayton, Donald D. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis (англ.). — University of Chicago Press, 1983. — ISBN 978-0-226-10953-4.
33. ↑ Stellar evolution on the main sequence (неопр.).
34. ↑ Mass-Luminosity Relationship (неопр.).
35. ↑ 1 2 Главная последовательность (неопр.). Астронет.
36. ↑ The Eddington Limit (Lecture 18) (неопр.). jila.colorado.edu (2003). Дата обращения: 22 января 2019.
37. ↑ Сергей Попов. Глава 4 // Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной. — 2018. — 400 с. — ISBN 5961450481.
38. ↑ Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. The End of the Main Sequence (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing.
39. ↑ Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 441. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
40. ↑ Шкловский И.С. Вселенная, жизнь, разум. — 6-е. — Москва: Наука, 1987.
41. ↑ Leo Girardi, Alessandro Bressan, Gianpaolo Bertelli, Cesare Chiosi. Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: from 0.15 to 7 M_sun, and from Z=0.0004 to 0.03 (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences.
42. ↑ Эволюция звезд после главной последовательности (неопр.). Астронет.
43. ↑ Stellar structure and evolution (неопр.).
44. ↑ Красные гиганты (неопр.). Астронет. Астронет.
45. ↑ 1 2 Adams, F. C.; Bodenheimer, P.; Laughlin, G. M dwarfs: planet formation and long term evolution (неопр.). Astronomische Nachrichten.
46. ↑ Prialnik, Dina. An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution (англ.). — Cambridge University Press, 2000. — ISBN 978-0-521-65937-6.
47. ↑ Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert. Distant future of the Sun and Earth revisited (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2008. — May (vol. 386, no. 1). — P. 155—163. — doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. — Bibcode: 2008MNRAS.386..155S. — arXiv:0801.4031.
48. ↑ Longair, Malcolm S. The Cosmic Century: A History of Astrophysics and Cosmology (англ.). — Cambridge University Press, 2006. — P. 25–26. — ISBN 978-0-521-47436-8.
49. ↑ Morgan, W. W.; Keenan, P. C.; Kellman, E. An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification (англ.). — Chicago, Illinois: The University of Chicago press, 1943.
50. ↑ Twentieth Century Physics / Brown, Laurie M.; Pais, Abraham  (англ.) (рус.; Pippard, A. B.  (англ.) (рус.. — Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics, 1995. — С. 1696. — ISBN 978-0-7503-0310-1.
51. ↑ Russell, H. N. «Giant» and «dwarf» stars (англ.) // The Observatory  (англ.) (рус.. — 1913. — Vol. 36. — P. 324—329. — Bibcode: 1913Obs….36..324R.
52. ↑ Strömgren, Bengt. On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 1933. — Vol. 7. — P. 222—248. — Bibcode: 1933ZA……7..222S.
53. ↑ The Hertzsprung Russell Diagram (неопр.).
54. ↑ The Hertzsprung-Russell Diagram (неопр.).
55. ↑ Patrick Moore. The Amateur Astronomer. — Springer, 2006. — ISBN 978-1-85233-878-7.
56. ↑ Белые карлики и нейтронные звезды (неопр.). Астронет.

Литература

• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Springer, 2007. — 510 с. — ISBN 978-3-540-34143-7.
• Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations. — John Wiley & Sons, 2005. — 388 с. — ISBN 978-0-470-09219-X.
• Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
• Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.

•  Медиафайлы на Викискладе

•  Портал «Астрономия»