Lifetime[edit]This plot gives an ex

Lifetime[edit]

This plot gives an example of the mass-luminosity relationship for zero-age main-sequence stars. The mass and luminosity are relative to the present-day Sun.
The total amount of energy that a star can generate through nuclear fusion of hydrogen is limited by the amount of hydrogen fuel that can be consumed at the core. For a star in equilibrium, the energy generated at the core must be at least equal to the energy radiated at the surface. Since the luminosity gives the amount of energy radiated per unit time, the total life span can be estimated, to first approximation, as the total energy produced divided by the star's luminosity.[46]

For a star with at least 0.5 M☉, once the hydrogen supply in its core is exhausted and it expands to become a red giant, it can start to fuse helium atoms to form carbon. The energy output of the helium fusion process per unit mass is only about a tenth the energy output of the hydrogen process, and the luminosity of the star increases.[47] This results in a much shorter length of time in this stage compared to the main sequence lifetime. (For example, the Sun is predicted to spend 130 million years burning helium, compared to about 12 billion years burning hydrogen.)[48] Thus, about 90% of the observed stars above 0.5 M☉ will be on the main sequence.[49] On average, main-sequence stars are known to follow an empirical mass-luminosity relationship.[50] The luminosity (L) of the star is roughly proportional to the total mass (M) as the following power law:

egin{smallmatrix}L propto M^{3.5}end{smallmatrix}
This relationship applies to main-sequence stars in the range 0.1–50 M☉.[51]

The amount of fuel available for nuclear fusion is proportional to the mass of the star. Thus, the lifetime of a star on the main sequence can be estimated by comparing it to solar evolutionary models. The Sun has been a main-sequence star for about 4.5 billion years and it will become a red giant in 6.5 billion years,[52] for a total main sequence lifetime of roughly 1010 years. Hence:[53]

egin{smallmatrix} au_{
m MS} approx 10^{10} ext{years} cdot left[ frac{M}{M_{igodot}}
ight] cdot left[ frac{L_{igodot}}{L}
ight] = 10^{10} ext{years} cdot left[ frac{M}{M_{igodot}}
ight]^{-2.5} end{smallmatrix}

ผลลัพธ์ (ไทย) 1:

อายุการใช้งาน [แก้ไข]แผนนี้ให้ตัวอย่างของความสัมพันธ์ของมวลความสว่างดาวแคระเหลืองศูนย์อายุ มวลและความสว่างสัมพันธ์กับดวงอาทิตย์เหตุการณ์จำนวนพลังงานที่ดาวสามารถสร้างผ่านทางนิวเคลียร์ฟิวชันของไฮโดรเจน ถูกจำกัด ด้วยปริมาณของเชื้อเพลิงไฮโดรเจนซึ่งสามารถใช้ไปที่หลัก สำหรับดาวในสมดุล พลังงานที่สร้างขึ้นที่หลักต้องน้อยเท่ากับพลังงาน radiated ที่พื้นผิว เนื่องจากความสว่างที่ให้ปริมาณพลังงานต่อหน่วยเวลา radiated อายุขัยรวมความ การแรกประมาณ เป็นพลังงานรวมที่ผลิตโดยความสว่างของดาวได้ [46]สำหรับดาวที่มี M☉ น้อย 0.5 อุปทานไฮโดรเจนในแกนของมันจะหมด และจะขยายตัวเป็น ดาวยักษ์แดง มันสามารถเริ่มฟิวส์ฮีเลียมอะตอมกับคาร์บอนแบบฟอร์ม พลังงานผลการฟิวชั่นฮีเลียมต่อหน่วย มวลเป็นเพียงการสิบพลังงานผลการไฮโดรเจน และความสว่างที่เพิ่มดาว [47] ซึ่งผลการมากสั้นกว่าระยะเวลาในขั้นตอนนี้เมื่อเทียบกับอายุการใช้งานของแถบลำดับหลัก (ตัวอย่าง ดวงอาทิตย์คาดว่า จะใช้ 130 ล้านปีฮีเลียม เปรียบเทียบกับประมาณ 12 พันล้านปีเผาไฮโดรเจนเผาไหม้) [48] ดังนั้น ประมาณ 90% ของดาวที่สังเกตด้านบน 0.5 M☉ จะได้ในลำดับหลัก [49] ดาวแคระเหลืองเฉลี่ย รู้จักกันไปตามความสัมพันธ์ของมวลเรืองประจักษ์ [50] ที่ความสว่าง (L) ของดาวเป็นสัดส่วนประมาณการรวมมวล (M) กฎหมายพลังงานดังต่อไปนี้:egin{smallmatrix}L propto M ^ { 3.5 } end {smallmatrix }ความสัมพันธ์นี้ใช้กับดาวแคระเหลืองในช่วง 0.1-50 M☉ [51]จำนวนเชื้อเพลิงที่ใช้นิวเคลียร์ฟิวชันเป็นสัดส่วนกับมวลของดาว ดังนั้น อายุการใช้งานของดาวบนแถบลำดับหลักสามารถประเมิน โดยการเปรียบเทียบวิวัฒนาการรุ่นพลังงานแสงอาทิตย์ ดวงอาทิตย์แล้วดาวแคระเหลือง 4.5 พันล้านปี และมันจะกลายเป็นดาวยักษ์แดง 6.5 พันล้านปี, [52] ตลอดรวมแถบลำดับหลักประมาณ 1010 ปี ดังนั้น: [53]นางสาว au_{
m egin{smallmatrix } } approx 10 ^ { 10 } ext{years } cdot left [frac{M}{M_{igodot } }
ight] cdot left [
ight] frac{L_{igodot}}{L } = 10 ^ { 10 } ext{years } cdot left [frac{M}{M_{igodot } }
ight]^{-2.5 } end{smallmatrix }

ผลลัพธ์ (ไทย) 2:

อายุการใช้งาน [แก้ไข] พล็อตนี้จะช่วยให้ตัวอย่างของความสัมพันธ์มวลส่องสว่างสำหรับศูนย์อายุดาวหลักลำดับ มวลและความสว่างจะสัมพันธ์กับปัจจุบันวันอาทิตย์จำนวนเงินรวมของพลังงานที่เป็นดาวสามารถสร้างผ่านนิวเคลียร์ฟิวชันของไฮโดรเจนถูก จำกัด ด้วยปริมาณของน้ำมันเชื้อเพลิงไฮโดรเจนที่สามารถบริโภคที่หลัก สำหรับดาวสมดุลพลังงานที่สร้างขึ้นที่หลักจะต้องมีอย่างน้อยเท่ากับพลังงานที่แผ่พื้นผิว ตั้งแต่ความสว่างให้ปริมาณของพลังงานที่แผ่ต่อหน่วยเวลาที่ช่วงชีวิตรวมสามารถประเมินเพื่อการประมาณแรกเป็นพลังงานทั้งหมดที่ผลิตแบ่งตามความสว่างของดาว. [46] สำหรับดาวที่มีอย่างน้อย 0.5 M☉ครั้ง อุปทานไฮโดรเจนในแกนของมันจะถูกใช้จนหมดและจะมีการขยายตัวที่จะกลายเป็นดาวยักษ์แดงก็สามารถเริ่มต้นที่จะหลอมรวมอะตอมฮีเลียมในรูปแบบคาร์บอน การส่งออกพลังงานของกระบวนการฟิวชั่นฮีเลียมต่อหน่วยมวลคือเพียงประมาณหนึ่งในสิบการส่งออกพลังงานของกระบวนการไฮโดรเจนและความสว่างของการเพิ่มขึ้นของดาว. [47] ซึ่งจะส่งผลในระยะเวลาที่สั้นมากของเวลาในขั้นตอนนี้เมื่อเทียบกับ อายุการใช้งานลำดับหลัก (ตัวอย่างเช่นดวงอาทิตย์คาดว่าจะใช้เวลา 130 ล้านปีที่ผ่านมาการเผาไหม้ก๊าซฮีเลียมเมื่อเทียบกับประมาณ 12 พันล้านปีการเผาไหม้ไฮโดรเจน.) [48] ดังนั้นประมาณ 90% ของดาวสังเกตข้างต้น 0.5 M☉จะอยู่บนแถบลำดับหลัก. [ 49] โดยเฉลี่ยดาวหลักลำดับเป็นที่รู้จักกันที่จะทำตามความสัมพันธ์มวลสว่างประจักษ์ [50] ที่ส่องสว่าง (L) ของดาวคือประมาณสัดส่วนกับมวลรวม (M) เป็นกฎหมายอำนาจต่อไปนี้:. begin { smallmatrix} L propto M ^ {3.5} ท้าย {} smallmatrix ความสัมพันธ์นี้นำไปใช้กับดาวหลักลำดับในช่วง 0.1-50 M☉. [51] ปริมาณของน้ำมันเชื้อเพลิงสามารถใช้ได้สำหรับนิวเคลียร์ฟิวชันเป็นสัดส่วนกับมวล ของดาว ดังนั้นชีวิตของดาวบนลำดับหลักสามารถประมาณโดยเปรียบเทียบกับรุ่นวิวัฒนาการพลังงานแสงอาทิตย์ ดวงอาทิตย์ได้รับดาวหลักลำดับที่ประมาณ 4.5 พันล้านปีที่ผ่านมาและมันจะกลายเป็นดาวยักษ์แดง 6500000000 ในปีที่ผ่านมา [52] สำหรับชีวิตลำดับหลักรวมประมาณ 1,010 ปีที่ผ่านมา ดังนั้น: [53] begin {smallmatrix} เอกภาพ _ { RM MS} approx 10 ^ {10} ข้อความ {ปี} cdot left [ frac {M} {M _ { bigodot}} เหมาะสม ] cdot left [ frac {L _ { bigodot}} {L} เหมาะสม] = 10 ^ {10} ข้อความ {ปี} cdot left [ frac {M} {M _ { bigodot} } เหมาะสม] ^ {- 2.5} ท้าย {} smallmatrix

ผลลัพธ์ (ไทย) 3:

ชีวิต [ แก้ไข ]

พล็อตนี้ให้ตัวอย่างของมวลความสว่างความสัมพันธ์สำหรับศูนย์อายุหลักลำดับดวงดาว มวลและการกระจายของแสงจะสัมพันธ์กับดวงอาทิตย์ ( .
ผลรวมของพลังงานที่ดาวสามารถสร้างผ่านทางนิวเคลียร์ฟิวชั่นไฮโดรเจนจะถูก จำกัด โดยปริมาณเชื้อเพลิงไฮโดรเจนที่สามารถบริโภคได้ในหลัก ให้ดาวในสมดุลพลังงานที่สร้างขึ้น ที่สำคัญต้องมีอย่างน้อยเท่ากับพลังงานที่แผ่ออกมาที่พื้นผิว เนื่องจากความสว่างให้ปริมาณพลังงานรังสีต่อหนึ่งหน่วยเวลา , ช่วงชีวิตทั้งหมด สามารถประเมินเพื่อการประมาณค่าแรกเป็นปริมาณพลังงานที่ผลิต แบ่งตามความสว่างของดาว [ 46 ]

ให้ดาวด้วย☉อย่างน้อย 0.5 M ,เมื่อไฮโดรเจนใส่ในหลักของมันคือเหนื่อยและมันขยายตัวกลายเป็นดาวยักษ์แดง สามารถเริ่มต้นฟิวส์ฮีเลียมอะตอมแบบคาร์บอน พลังงานผลผลิตของกระบวนการฟิวชั่นฮีเลียมต่อมวลหน่วยเป็นเพียงประมาณสิบ Output พลังงานของกระบวนการไฮโดรเจน และความสว่างของดาวเพิ่มขึ้น[ 47 ] ผลลัพธ์ที่ได้ในความยาวที่สั้นมากของเวลา ในขั้นตอนนี้ เมื่อเทียบกับชีวิตตามหลัก ( ตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์ คาดว่าจะใช้เวลา 130 ล้านปีฮีเลียมเผาไหม้เมื่อเทียบกับประมาณ 12 พันล้านปีการเผาไหม้ไฮโดรเจน ) [ 48 ] ดังนั้น ประมาณ 90 % ของสังเกตดวงดาว 0.5 m ☉จะอยู่บนแถบลำดับหลัก [ 49 ] โดยดาวลำดับหลักการติดตามเชิงประจักษ์ผ่องใสมวลความสัมพันธ์ [ 50 ] ความสว่าง ( L ) ของดาวประมาณสัดส่วนของมวลทั้งหมด ( M ) ตามอำนาจกฎหมาย :

N เริ่ม smallmatrix } { l propto M
{ 3 } }
{ smallmatrix สิ้นสุดนี้ ความสัมพันธ์กับหลักลำดับดวงดาวในช่วง 0.1 – 50 เมตร☉ [ 51 ]

ปริมาณเชื้อเพลิงที่ใช้สำหรับการหลอมนิวเคลียสเป็นสัดส่วนกับมวลของดาว ดังนั้น ชีวิตของดาวบนแถบลำดับหลักสามารถประเมินโดยการเปรียบเทียบกับรุ่นที่มีแสงอาทิตย์ ดวงอาทิตย์เป็นดาวลำดับหลัก ประมาณ 4.5 พันล้านปี และมันจะกลายเป็นดาวยักษ์แดงใน 6.5 พันล้านปี [ 52 ] รวมเป็นหลักลำดับอายุประมาณ 900 ปี : [ 53 ]

เพราะ