Main sequence (original) (raw)
La ĉefa sekvenco estas la plej longdaŭra etapo en la evoluo de stelo. Kiam la steloj estas ordigitaj sur diagramon (sia brilo laŭ sia koloro = diagramo de Hertzsprung-Russell) rimarkinde la plej granda parto de la steloj ordiĝas laŭ serpenteca linio kiu estas nomita ĉefa sekvenco. La plej simpla klarigo estas ke dum la evoluo de la stelo la etapo de kunfandiĝo de hidrogeno daŭras tre longe do tiu etapo estas la plej probable observebla.
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| dbo:abstract | النسق الأساسي Main Sequence في الفلك هو خط احصائي نجوم يشكل نحو 80 % من مختلف النجوم في الكون، يجمعها رسم بياني بغرض تصنيفها من حيث اللون وشدة ضيائها.وتتميز نجوم[؟] النسق الأساسي بأن طاقة اشعاعها ناتجة عن تفاعلات الاندماج النووي للهيدروجين في قلب النجم وهي تفاعلان اندماج نووي تنتج الهيليوم. ويسمى الرسم البياني الذي يجمع بين كتلة النجم ولون طيفه وشدة ضيائه تصنيف هرتزشبرونج-راسل. وتسمى مجموعة نجوم هذا الحزام على الرسم البياني النسق الأساسي، لأنها تشكل 80 % من أنواع النجوم الموجودة في الكون. أما تصنيفات النجوم التي تخرج عن هذا الحزام الرئيسي وتشكل 20 % من نجوم الكون فهي تتجمع على الرسم البياني في حزامين آخرين، وتختلف صفاتها كثيرا عن صفات نجوم النسق الأساسي، حيث يعود إصدارها للطاقة إلى تفاعلات أخرى غير الاندماج النووي للهيدروجين الذي يولد الهيليوم، من تلك التفاعلات إندماج عناصر أثقل من الهيدروجين، مثل الكربون والأكسجين والنتروجين وعند نهاية تلك التفاعلات والاندماجات يتولد منها الحديد. ويتغير قدر الضياء المطلق لنجم من نجوم النسق الأساسي ونوع طيف[؟]ه بتقدم عمره ومقدار استهلاكه الكلي لوقوده من الهيدروجين الذي يتحول تدريجيا إلى الهيليوم، كما يتحول بعضه إلى الكربون والأكسجين وغيرهما. أي أنه بمعرفتنا للقدر المطلق لنجم في السماء ومعرفة نوع طيفه يمكن معرفة كتلته ومعرفة التفاعلات الجارية فيه وبالتالي معرفة عمره. وعن طريق تلك المعرفة للنجوم المختلفة الأحجام والأعمار في الكون توصلنا إلى معرفة أن الشمس من النجوم الصغيرة نسبيا، وصنّفها العلماء قزم أصفر وأنها من أنواع النجوم التي قد يصل عمرها إلى 10 - 11 مليار سنة، وأن عمرها الآن يبلغ نحو 4.57 مليار سنة تقريباً فهي في منتصف عمرها. كذلك نعرف أن تقدم الشمس في العمر سيؤدي إلى انتفاخها وتحولها إلى عملاق أحمر، وذلك بعد استهلاكها للجزء الأكبر من وقودها من الهيدروجين. ويقسم النسق الأساسي أحيانا إلى نصف علوي ونصف سفلي بحسب نوع التفاعلات التي تجري في النجم وتنتج طاقته. فالنجوم التي تكون كتلتها أقل من 1.5 من كتلة الشمس تجري فيها تفاعلات الاندماج النووي لعنصر الهيدروجين على مراحل فيتولد الهيليوم، وتسمى تلك التفاعلات سلسلة تفاعل بروتون-بروتون. أما النجوم التي تبلغ كتلتها أكبر من 1.5 من كتلة الشمس فتجري فيها تفاعل الاندماج النووي لذرات الكربون، والنتروجين والأكسجين وتسمى دورة تفاعلات CNO، وذلك بعد أن يكون الهيليوم قد تكون من الهيدروجين في النجم. والنجوم التابعة للنسق الأساسي وتكون كتلتها أكثر من 10 أضعاف كتلة الشمس فيجري فيها حمل حراري بين داخلها وسطحها الخارجي، بحيث يتقلب الهيليوم المتكون حديثاً في قلب النجم متيحاً الفرصة لحدوث اندماج الهيدروجين ويستمر تولد الطاقة من اندماج الهيدروجين واندماج الهيليوم؛ وعنما لا يقل الحمل الحراري في قلب النجم يتركز الهيليوم في قلب النجم طارداً الهيدروجين إلى سطح النجم. وبالنسبة للنجوم ذات كتلة أقل، أي تكون كتلتها مثلاً ضعف كتلة الشمس، فيقل الحمل الحراري في قلبها تدريجيا حتى يخمد الحمل الحراري. فإذا كانت كتلة النجم أصغر من ذلك يصبح قلب النجم مشعاً ويحدث الحمل الحراري قريباً من سطح النجم فقط وهذا ما يحدث للشمس. وإذا كانت كتلة النجم أصغر من الشمس يزيد الحمل الحراري ويشمل النجم بأكمله، وتـُجري النجوم ذات كتلة أقل من نحو 0.4 من كتلة الشمس الحمل الحراري عبر حجم النجم كله. (ar) La seqüència principal d'un diagrama Hertzsprung-Russell és la corba en què es troben la majoria dels estels. Els estels en aquesta corba s'anomenen estels de seqüència principal o estels nans. Aquesta corba és tan pronunciada perquè tant el tipus espectral com la lluminositat depenen únicament de la massa d'una estrella mentre aquesta fusioni hidrogen —i això és el que fan gairebé tots els estels durant la seva vida activa. La seqüència principal no segueix una corba completament homogènia; això és conseqüència principalment de les incerteses observacionals que afecten sobretot la distància a què es troba l'estel en qüestió, així com els estels binaris. Tanmateix, fins i tot una observació perfecta produiria una seqüència principal borrosa, ja que la massa no és l'únic paràmetre d'un estel. La seva composició química i estat evolutiu també canvien lleugerament la posició d'un estel en la seqüència principal. També ho fan els companys propers, la rotació o els camps magnètics, entre d'altres. De fet, hi ha estels molt pobres en metall (subnans) que es troben just a sota de la seqüència principal, malgrat que fusionen hidrogen, i marquen el límit inferior del marge d'incertesa de la seqüència principal a causa de la composició química. Els astrònoms es refereixen ocasionalment a la "seqüència principal d'edat zero" (zero age main sequence - ZAMS). Es tracta d'una línia calculada amb models virtuals del punt en què es trobarà un estel quan comenci la fusió d'hidrogen; la seva lluminositat i temperatura de superfície solen augmentar amb l'edat a partir d'aquest punt. Els estels solen entrar a la seqüència principal, i sortir-ne, quan neixen o quan comencen a apagar-se, respectivament. El Sol és un estel de seqüència principal —ho ha estat durant uns 4.500 milions d'anys i ho serà durant uns altres 4.500 milions d'anys. El seu tipus espectral és G2 V. Una vegada s'exhaureixi el subministrament d'hidrogen del nucli, s'expandirà i es convertirà en un gegant vermell. La longevitat en seqüència principal d'un estel es pot estimar a partir de la seva massa en relació a la del Sol d'aquesta manera: en què és la massa del Sol, és la massa de l'estel i és l'estimació de la seva longevitat en seqüència principal. Els estels més lleugers, amb menys del 10% de la massa solar, poden durar més d'un bilió d'anys. Tanmateix, aquesta estimació no es correspon gairebé amb la longevitat dels estels més pesants, que duren almenys uns quants milions d'anys. (ca) Hlavní posloupnost Hertzsprungova–Russellova diagramu je křivka, kolem které se nachází většina hvězd. Hvězdy umístěné v tomto pásu se nazývají hvězdy hlavní posloupnosti, nebo trpasličí hvězdy. Tato linie je tak výrazná, protože jak spektrální typ, tak svítivost závisí na hmotnosti hvězdy, dokud spaluje vodík, což se děje po většinu „aktivního“ života hvězdy. Při bližším pohledu je vidět, že hlavní posloupnost není přesná linie, ale je trošku rozptýlená. Existuje několik důvodů pro tuto neostrost. Hlavním důvodem je nepřesnost pozorování způsobená vzdáleností hvězd. I při dokonale přesném pozorování by byla hlavní posloupnost rozptýlená, protože hmotnost hvězdy není jediný významný parametr. Chemické složení a stupeň vývoje hvězdy také hvězdu posouvají po hlavní posloupnosti. Dále působí blízké hvězdy, rotace, magnetické pole a další vlivy. Ve skutečnosti existují hvězdy s velmi nízkým obsahem kovů (podtrpaslíci), které leží hned pod hlavní posloupností i přesto, že spalují vodík, čímž označují spodní okraj neostrosti hlavní posloupnosti díky chemickému složení. Astronomové někdy mluví o hlavní posloupnosti nulté éry (ZAMS). Je to počítačově vymodelovaná čára, na které se nacházejí hvězdy, které začínají vlastní vodíkovou fúzi. Jejich jas a povrchová teplota s věkem rostou. Hvězda obvykle při svém vzniku vstoupí na hlavní posloupnost a opustí ji, když začne zanikat. Naše Slunce je v hlavní posloupnost už 4,5 miliardy let a další 4,5 miliardy let v ní bude. Jakmile v jádru dojdou zásoby vodíku, zvětší se a stane se z něj červený obr. Celkovou životnost hvězdy v hlavní posloupnosti lze odhadnout z její relativní hmotnosti (násobek hmotnosti Slunce): kde M je hmotnost hvězdy a je odhadovaná životnost v hlavní posloupnosti (v letech). U nejmenších hvězd to může být přes bilión let. Nicméně pro největší hvězdy rovnice neodpovídá, neboť ty mají životnost několik miliónů let. (cs) Η κύρια ακολουθία είναι μία συνεχής και διακριτή λωρίδα αστέρων που εμφανίζεται στο διάγραμμα αστρικού χρώματος και λαμπρότητας. Αυτά τα διαγράμματα είναι γνωστά ως διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ. Τα αστέρια αυτά είναι γνωστά ως αστέρες κύριας ακολουθίας ή νάνοι αστέρες. Μετά τον σχηματισμό ενός αστέρα, παράγεται ενέργεια στον καυτό, πυκνό πυρήνα του μέσω της πυρηνικής σύντηξης ατόμων υδρογόνου σε ήλιο. Κατά τη διάρκεια αυτού του σταδίου της ζωής του, το άστρο βρίσκεται στην κύρια ακολουθία σε μία θέση που καθορίζεται από τη μάζα του, αλλά με βάση επίσης τη χημική σύνθεσή του και άλλους παράγοντες. Όλα τα άστρα κύριας ακολουθίας βρίσκονται σε , όπου, η με διεύθυνση προς τα έξω θερμική πίεση από τον πυρήνα, εξισορροπείται από την με διεύθυνση προς τα μέσα βαρυτική πίεση από τα υπερκείμενα στρώματα. Η ισχυρή εξάρτηση του ρυθμού που παράγει η ενέργεια στον πυρήνα στην θερμοκρασία και την πίεση βοηθά στη διατήρηση αυτής της ισορροπίας. Η ενέργεια που παράγεται στον πυρήνα κατευθύνεται προς την επιφάνεια και ακτινοβολεί μέσω της φωτόσφαιρας. Ο Ήλιος στην παρούσα κατάσταση του εντάσσεται στην κύρια ακολουθία. (el) Die Hauptreihe wird in der Astronomie durch die Sterne gebildet, die ihre Strahlungsenergie durch Wasserstoffbrennen im Kern freisetzen. Der Name kommt daher, dass die Mehrheit aller beobachteten Sterne solche Sterne sind und im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) und ähnlichen Diagrammen eine dicht bevölkerte Linie bilden. Ein Stern verbleibt während der längsten Zeit seiner Entwicklung auf der Hauptreihe. Zu Beginn des Wasserstoffbrennens befindet sich der Stern auf der Nullalter-Hauptreihe (zero age main sequence, ZAMS) und wandert im Laufe des Wasserstoffbrennens zur Endalter-Hauptreihe (terminal age main sequence, TAMS), die er bei Erschöpfung des Wasserstoffvorrates im Kern mit zunehmender Entwicklungsgeschwindigkeit verlässt. Die Hauptreihe bildet den Bezug für die Einteilung der Sterne in Leuchtkraftklassen. (de) La ĉefa sekvenco estas la plej longdaŭra etapo en la evoluo de stelo. Kiam la steloj estas ordigitaj sur diagramon (sia brilo laŭ sia koloro = diagramo de Hertzsprung-Russell) rimarkinde la plej granda parto de la steloj ordiĝas laŭ serpenteca linio kiu estas nomita ĉefa sekvenco. La plej simpla klarigo estas ke dum la evoluo de la stelo la etapo de kunfandiĝo de hidrogeno daŭras tre longe do tiu etapo estas la plej probable observebla. (eo) Sekuentzia nagusia, Hertzsprung-Russell diagraman, izar gehienak dauden eremua da. Arrazoi honegatik izar hauek sekuentzia nagusikoak bezala deituak dira. Zerrenda edo kurba honetako izarrik hotzenak nano gorriak dira, masa baxukoak, tenperatura altuetaranzko joera dutenak erraldoi urdin supermasiboak direlarik. Hertzsprung-Russell diagrama izarren tenperatura efektiboa euren argitasunaren arabera erakusten duen diagrama estatistiko bat da. Diagramako beste eremu batzutan bizitza laburreko eta eboluzio azkarreko izar erraldoiak edo nano zuri oso egonkorrak daude. (eu) Se denomina secuencia principal a la región del diagrama de Hertzsprung-Russell en la que se encuentran la mayor parte de las estrellas cuyo aspecto común principal es el consumo de hidrógeno como fuente principal de la luminosidad estelar. Es una banda continua y distintiva de estrellas que aparece en las parcelas de color estelar versus brillo. Las estrellas en esta banda son conocidas como estrellas de la secuencia principal. Estas estrellas están consumiendo hidrógeno. La secuencia principal contiene estrellas con distintas temperaturas, las más frías son las enanas rojas que además tienen masas bajas. Las estrellas más calientes dentro de la secuencia principal son las estrellas supermasivas gigantes azules. El diagrama H-R es un diagrama estadístico que muestra la temperatura efectiva de las estrellas en función de su luminosidad. Otras regiones del diagrama están ocupadas por estrellas gigantes de corta vida y evolución rápida, por enanas blancas muy estables y estrellas variables pulsantes. (es) In astronomy, the main sequence is a continuous and distinctive band of stars that appears on plots of stellar color versus brightness. These color-magnitude plots are known as Hertzsprung–Russell diagrams after their co-developers, Ejnar Hertzsprung and Henry Norris Russell. Stars on this band are known as main-sequence stars or dwarf stars. These are the most numerous true stars in the universe and include the Sun. After condensation and ignition of a star, it generates thermal energy in its dense core region through nuclear fusion of hydrogen into helium. During this stage of the star's lifetime, it is located on the main sequence at a position determined primarily by its mass but also based on its chemical composition and age. The cores of main-sequence stars are in hydrostatic equilibrium, where outward thermal pressure from the hot core is balanced by the inward pressure of gravitational collapse from the overlying layers. The strong dependence of the rate of energy generation on temperature and pressure helps to sustain this balance. Energy generated at the core makes its way to the surface and is radiated away at the photosphere. The energy is carried by either radiation or convection, with the latter occurring in regions with steeper temperature gradients, higher opacity, or both. The main sequence is sometimes divided into upper and lower parts, based on the dominant process that a star uses to generate energy. The Sun, along with main sequence stars below about 1.5 times the mass of the Sun (1.5 M☉), primarily fuse hydrogen atoms together in a series of stages to form helium, a sequence called the proton–proton chain. Above this mass, in the upper main sequence, the nuclear fusion process mainly uses atoms of carbon, nitrogen, and oxygen as intermediaries in the CNO cycle that produces helium from hydrogen atoms. Main-sequence stars with more than two solar masses undergo convection in their core regions, which acts to stir up the newly created helium and maintain the proportion of fuel needed for fusion to occur. Below this mass, stars have cores that are entirely radiative with convective zones near the surface. With decreasing stellar mass, the proportion of the star forming a convective envelope steadily increases. Main-sequence stars below 0.4 M☉ undergo convection throughout their mass. When core convection does not occur, a helium-rich core develops surrounded by an outer layer of hydrogen. The more massive a star is, the shorter its lifespan on the main sequence. After the hydrogen fuel at the core has been consumed, the star evolves away from the main sequence on the HR diagram, into a supergiant, red giant, or directly to a white dwarf. (en) Sa réalteolaíocht, banda leathan ar léaráid Hertzsprung-Russell a luíonn an chuid is mó de na réaltaí ann. Caitheann réalta an chuid is mó dá ré sa phríomhsheicheamh le linn di a cuid hidrigine a ídiú trí chomhleá núicléach chuig héiliam. Nuair a bhíonn an hidrigin sa chroíleacán ídithe go hiomlán, déanann sí éabhlóid ina fathach dearg, amach ón bpríomhsheicheamh. Is réalta sa phríomhsheicheamh ár nGrian. (ga) En astronomie, la séquence principale est une bande continue et bien distincte d'étoiles qui apparaissent sur des diagrammes où l'abscisse est l'indice de couleur B-V et l'ordonnée la luminosité ou, en sens inverse, la magnitude absolue des étoiles. Ces diagrammes couleur-luminosité sont connus sous le nom de « diagrammes de Hertzsprung-Russell », d'après leur co-inventeurs Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell. Les étoiles figurant dans cette bande sont connues sous le nom d’étoiles de la série principale, ou « étoiles naines ». Ainsi, environ 90 % des étoiles observées au-dessus de 0,5 M☉ sont sur la séquence principale[réf. nécessaire]. La séquence principale est aussi le stade principal de l'évolution d'une étoile. C'est pendant cette période que ses caractéristiques correspondent à celles de la du diagramme Hertzsprung-Russell et qu'elle s'y trouve effectivement représentée. La proportion élevée d'étoiles sur la séquence principale est due au fait que cette séquence correspond à la phase de fusion de l'hydrogène en hélium, laquelle dure la majeure partie de la durée de vie totale de l'étoile (en raison de la prépondérance de l'hydrogène dans la composition initiale et parce que la fusion d'hydrogène en hélium est la plus exoénergétique des réactions de fusion nucléaire). (fr) Deret utama dari diagram Hertzsprung-Russell adalah suatu kurva yang membentang dari kiri atas ke kanan bawah diagram di mana kebanyakan bintang berlokasi. Bintang-bintang pada jalur ini dikenal sebagai bintang deret utama atau bintang katai. Semua bintang ini sedang "membakar" hidrogennya menjadi sampah helium di intinya. Hampir 90% usia bintang berada pada tahap ini yang menyebabkan tingginya populasi bintang di deret utama. Untuk satu kelas spektrum tertentu, bintang-bintang ini akan memiliki massa dan luminositas yang hampir sama, karena memiliki struktur bagian dalam yang hampir identik. Matahari adalah salah satu contoh bintang deret utama. Deret utama dapat diinterpretasikan bahwa bagi kebanyakan bintang, makin tinggi suhu permukaannya makin terang cahayanya dan makin masif bintang itu. (in) La sequenza principale è una continua ed evidente banda di stelle disposta in senso pressoché diagonale nel diagramma Hertzsprung-Russell, una rappresentazione grafica che mette in relazione la temperatura effettiva (riportata in ascissa) e la luminosità (riportata in ordinata) delle stelle. Le stelle che si addensano in questa fascia sono dette stelle di sequenza principale o "stelle nane", anche se quest'ultima designazione è caduta in disuso. Dopo essersi formata in una nube molecolare, una stella genera energia nel suo nucleo tramite le reazioni nucleari di fusione dell'idrogeno in elio. Durante questa lunga fase del suo ciclo vitale, la stella si pone all'interno della sequenza principale in una posizione che è determinata principalmente dalla sua massa e da altri fattori quali la sua composizione chimica. Tutte le stelle di sequenza principale si trovano in uno stato di equilibrio idrostatico in cui la pressione termica e, nelle stelle massicce, la pressione di radiazione del nucleo, dirette verso l'esterno, contrastano il naturale collasso gravitazionale degli strati della stella, diretto verso l'interno. A mantenere questo equilibrio contribuisce la forte dipendenza del tasso di creazione dell'energia dalla temperatura e dalla densità. L'energia prodotta nel nucleo viene trasportata attraverso gli strati superiori tramite irraggiamento o convezione, a seconda del gradiente di temperatura e dell'opacità; alla fine raggiunge la fotosfera, da cui è irradiata nello spazio sotto forma di energia radiante. Le stelle di sequenza principale con una massa superiore alle 1,5 masse solari (M☉) possiedono un nucleo convettivo, mentre fra il nucleo e la superficie l'energia viene trasportata per irraggiamento. Nelle stelle di massa compresa fra 1,5 M☉ e 0,5 M☉ avviene il contrario: esse possiedono un nucleo in cui la trasmissione dell'energia avviene per irraggiamento, mentre la convezione si innesca al di sopra del nucleo, in prossimità della superficie. Infine, le stelle di sequenza principale con massa inferiore a 0,5 M☉ hanno un interno completamente convettivo. Più la stella è massiccia, minore è il tempo in cui permane nella sequenza principale; questo perché, all'incrementare della massa, è necessario che i processi nucleari avvengano ad un ritmo superiore (e quindi anche più rapidamente) per contrastare la gravità della maggiore massa ed evitare il collasso. Dopo che il quantitativo di idrogeno nel nucleo si è completamente convertito in elio, la stella esce dalla sequenza principale, seguendo differenti "tragitti" a seconda della massa: le stelle con meno di 0,23 M☉ divengono direttamente delle nane bianche, mentre le stelle con masse maggiori passano per la fase di stella gigante o, a seconda della massa, supergigante, per poi arrivare, previa fenomeni più o meno violenti (come l'esplosione di una supernova), alla fase finale di stella degenere. La sequenza principale è talvolta suddivisa in due parti, una superiore e una inferiore, sulla base del processo prevalentemente utilizzato dalla stella nel produrre energia. La parte bassa della sequenza è occupata dalle stelle aventi una massa inferiore alle 1,5 M☉, le quali fondono l'idrogeno in elio sfruttando una sequenza di reazioni che prende il nome di catena protone-protone. Al di sopra di questa massa, nella sequenza principale superiore, la fusione dell'idrogeno in elio avviene sfruttando come catalizzatori gli atomi di carbonio, azoto e ossigeno, in un ciclo di reazioni noto come ciclo CNO. (it) 주계열(主系列, 영어: main sequence)은 천문학에서 항성의 색등급도상에 나타나는 연속적이며 독특한 별의 띠를 말한다. 주계열은 색등급도에서 오른쪽 아래에서 왼쪽 위를 크게 가로지르며, 주계열 위에 위치한 별을 주계열성(主系列星, main sequence star) 또는 왜성(矮星, dwarf star)이라고 부른다. 주계열은 대부분 항성의 일생에서 가장 긴 시간을 차지하는 진화 단계이며, 주계열성은 수소핵융합으로 헬륨과 에너지를 만들어낸다. 인간으로 치면 청장년기에 해당한다. 항성은 탄생과 함께 중심부에서 수소를 태워 핵융합 작용을 일으켜 헬륨으로 치환하기 시작한다. 이 핵융합이 진행되는 동안 항성은 주계열에 머무르게 되며, 주계열 안에서의 위치는 항성의 초기질량에 의해 주로 결정되고, 화학적 조성비도 약간의 영향을 미친다. 모든 주계열성은 중심핵의 핵융합으로 인한 열압력(바깥쪽으로의 힘)과 자체 질량으로 인한 중력(안쪽으로 향하는 힘)의 크기가 균형을 이루는 정역학적 평형 상태에 있다. 중심핵에서 생성된 에너지는 표면으로 올라와 광구에서 복사의 형태로 방출된다. 중심핵에서 표면까지 에너지가 전달되는 방식은 복사일 수도 있고 대류일 수도 있는데, 보통 대류는 온도 기울기가 가파른 곳, 또는 불투명도가 큰 곳, 둘 다 해당되는 곳에서 일어난다. 주계열은 상위 부분과 하위 부분으로 나뉘는데, 이는 주계열성이 에너지를 형성하는 주된 과정의 차이에 따른 구분이다. 질량 1.5 M☉ 이하의 별들은 양성자-양성자 연쇄 반응을 주로 사용해 핵융합을 하고, 이 별들이 하위 부분에 해당한다. 질량이 그보다 큰 상위 부분의 주계열에서는 주로 탄소, 질소, 산소를 촉매로 사용해 핵융합을 하는 CNO 순환으로 핵융합을 한다. 1.5 M☉ 이상의 주계열성들은 중심핵에서 대류가 일어나(대류핵) 헬륨이 위쪽으로 끌려 올라간다. 1.5 M☉ 이하에서는 중심핵 주위에서는 복사만 일어나고 표면 근처에서만 대류가 일어난다. 별의 질량이 줄어들수록 별의 외피층의 부피에서 대류층이 차지하는 비율이 커지고, 0.4 M☉ 이하의 주계열성들은 별의 부피 전체에서 대류가 일어난다. 중심핵에서 대류가 일어나지 않는 주계열성의 경우, 헬륨이 풍부한 핵 주위로 수소의 껍질이 형성된다. 대체로 별의 질량이 클수록 주계열에 머무르는 기간이 짧아진다. 핵의 수소가 모두 연소된 뒤 별은 진화하여 주계열을 벗어난다. 그 뒤 별이 어떻게 진화하는지는 질량에 따라 결정된다. 0.26 M☉ 이하의 별들은 바로 백색왜성이 되고, 0.26 M☉ ~ 8 M☉의 별들은 적색거성을 거쳐 백색왜성이 된다. 그보다 질량이 큰 별들은 초신성 폭발을 일으킨 후 별의 질량에 따라서 중성자별 혹은 블랙홀을 형성한다. (ko) Ciąg główny – pas przebiegający wzdłuż krzywej na diagramie Hertzsprunga-Russella, w którym zgrupowana jest większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej położone nazywa się gwiazdami ciągu głównego lub karłami. Najpospolitsze z nich, a zarazem najchłodniejsze są czerwone karły. Będąc na etapie ciągu głównego gwiazdy wypromieniowują energię z syntezy wodoru w hel w swoich wnętrzach. Proces ten jest bardzo wydajny energetycznie, wobec czego większość swojego życia gwiazdy spędzają właśnie na tym etapie. Ciąg główny nie jest wąską linią na diagramie, ale tworzy pas bez wyraźnych granic. Jest wiele powodów tego rozmycia, ale jednym z zasadniczych jest fakt, że masa gwiazdy nie jest jedynym parametrem determinującym jasność i temperaturę powierzchni gwiazdy. Gwiazda zmienia się nieco spalając wodór, a wyjęcie z ciągu głównego nie jest gwałtowne. Innymi parametrami wpływającymi stan gwiazdy są: pole magnetyczne, prędkość obrotowa gwiazdy, a przede wszystkim skład chemiczny (zawartość pierwiastków cięższych niż wodór i hel, określanych w astronomii mianem metali). Astronomowie często odnoszą rozważania do ciągu głównego wieku zerowego (ZAMS, ang. Zero Age Main Sequence). Jest to linia otrzymywana z symulacji numerycznych dla gwiazdy, gdy zaczyna ona proces spalania wodoru. Słońce jest gwiazdą ciągu głównego już od około 5 miliardów lat i będzie na nim przebywać jeszcze drugie tyle. Gdy wodór w jądrze zostanie wypalony, gwiazda powiększy się i stanie się na pewien czas czerwonym olbrzymem. (pl) In de astronomie is de hoofdreeks een continue en kenmerkende brede band van sterren op een grafiek met de kleurindex tegen de absolute magnitude (zie rechts: V Main Sequence). Deze kleur-magnitude-diagrammen staan bekend als het Hertzsprung-Russelldiagram, vernoemd naar de mede-ontwikkelaars ervan, Ejnar Hertzsprung en Henry Norris Russell. Sterren op deze brede grafiekband worden hoofdreeksster genoemd, oftewel een dwergster. De meeste sterren in het heelal zijn dwergsterren op de hoofdreeks. Ook de Zon is zo'n dwergster. Nadat een vormende ster voldoende is samengekrompen om over te gaan tot kernfusie, zal ze thermische energie gaan produceren in het compacte gebied in de kern. Hier wordt waterstof door fusie omgezet in helium. Tijdens deze waterstof-naar-helium periode in de levensduur van een ster bevindt zij zich op de hoofdreeks. De positie op de hoofdreeks wordt hoofdzakelijk door de massa van de ster bepaald en in mindere mate ook door het metaalgehalte en de leeftijd. De sterkernen op de hoofdreeks zijn in een hydrostatisch evenwicht, waarbij naar buiten gerichte thermische druk van de hete kern in balans is met de naar binnen gerichte druk van de zwaartekracht van de buitenste lagen van de ster. De in de kern geproduceerde energie vindt door straling of convectie zijn weg naar het steroppervlak en wordt uitgestraald in de fotosfeer. De convectie vindt plaats in de gebieden met hogere temperatuurgradiënten of grote opaciteit voor straling, of in allebei. De hoofdreeks wordt soms onderverdeeld in hogere en lagere gedeelten, gebaseerd op het dominante proces dat de ster van energie voorziet. In sterren met minder dan anderhalve zonsmassa zullen primair waterstof atomen in een aantal stappen tot helium fuseren, volgens de proton-protoncyclus. Boven deze massagrens, in het hogere deel van de hoofdreeks, gebruikt het proces van nucleaire fusie in de sterren hoofdzakelijk atomen van koolstof, stikstof en zuurstof als tussenstap in de koolstof-stikstofcyclus of CNO-cyclus, om heliumatomen te vormen uit waterstofatomen. In hoofdreekssterren met meer dan twee zonsmassa vindt convectie plaats in het gebied rond de kern, hierdoor wordt de nieuw gemaakte helium in beroering gebracht en blijft er voldoende brandstof aangevoerd worden voor het fusieproces. Onder deze massagrens vindt in de sterkernen het energietransport bijna geheel via straling plaats, met convectieve gebieden nabij het steroppervlak. Hoe minder massa in een hoofdreeksster, hoe groter het deel van de ster waar een convectieve schil zich vormt. In dwergsterren met een totale massa van minder dan 0,4 zonsmassa's vindt convectie in het gehele hemellichaam plaats. Vindt er geen convectie in een sterkern plaats dan ontwikkelt er een heliumrijke kern omgeven door een laag waterstof. Over het algemeen kan men stellen dat hoe meer massa een ster heeft op de hoofdreeks, hoe korter de levensduur ervan zal zijn. Als alle waterstof opgebrand is in de sterkern, evolueert de ster van de hoofdreeks af en zal ze door evolueren tot een superreus, een rode reus, en daarna een witte dwerg. (nl) 主系列星 (しゅけいれつせい、英: main sequence star) とは、恒星の有効温度と明るさを示した図であるヘルツシュプルング・ラッセル図 (HR図) 上で、左上（明るく高温）から図の右下（暗く低温）に延びる線である主系列 (英: main sequence) に位置する恒星をいう。矮星ともいう。 星間物質が集まって形成された恒星では、高密度の核で水素からヘリウムを合成する核融合が始まり、熱エネルギーが生成される。恒星の一生におけるこの段階では、恒星はHR図上の主系列に位置することになる。主系列内での位置は主に恒星の質量で決まるが、化学組成と年齢にも依存する。主系列星の核は静水圧平衡の状態にあり、高温の核による外向きの熱的な圧力 (正確には圧力勾配力) と、外層の内向きの重力が釣り合っている。核融合によるエネルギー生成率は温度と圧力に強く依存しており、これがこの釣り合いを維持するのを助けている。核で生成されたエネルギーは表面へと伝達し、光球から放射される。主系列星内部でのエネルギーは放射もしくは対流によって伝達され、後者は温度勾配が急な領域かが高い領域、もしくはその両方が満たされている領域で発生する。 主系列は、恒星がエネルギーを生成する主要な過程の違いに基づいて上部と下部に分けられることもある。太陽質量の1.5倍 (1.5 M☉) より軽い恒星の中心部では、水素からヘリウムが合成される過程は主に陽子-陽子連鎖反応が占めている。この質量を超えると、水素からヘリウムを合成する過程の中間に炭素、窒素、酸素原子が関与するCNOサイクルが主となる。2太陽質量より重い主系列星では核で対流が発生し、生成されたヘリウムを撹拌し、水素核融合が発生するために必要な燃料を供給する働きを果たす。これよりも軽い主系列星では、核の外側には放射でエネルギーが運ばれる放射層が広がり、表面付近に対流層が発達する。恒星の質量が小さくなるにつれ、対流エンベロープを形成する恒星の割合は着実に増加する。0.4 M☉ 未満の主系列星は、内部全体が対流領域となる。核での対流が発生しない場合、水素の外層に囲まれたヘリウム豊富な核が発達することになる。 一般に、重い恒星ほど主系列に留まる時間は短くなる。つまり主系列星としての寿命が短くなる。恒星の核における核融合に使用可能な水素が枯渇した後、恒星はHR図上で主系列から離れ、超巨星や赤色巨星へ、あるいは直接白色矮星へと進化する。 (ja) Главная последовательность — стадия эволюции звёзд, а также область на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, образованная звёздами на этой стадии, и соответствующий класс светимости. На главную последовательность звёзды попадают после стадии протозвезды — когда их единственным источником энергии становятся термоядерные реакции синтеза гелия из водорода, идущие в ядре. В этот момент возраст звезды считается нулевым и она находится на так называемой начальной главной последовательности. По мере исчерпания водорода звезда становится немного ярче, отходит от начальной главной последовательности и, когда в ядре не остаётся водорода, звезда окончательно покидает главную последовательность, причём то, как это происходит, зависит от массы звезды. 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. Планетные системы звёзд главной последовательности с небольшой массой представляют интерес при поиске 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. 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. (ru) Huvudserien i ett Hertzsprung-Russell-diagram är en kurva längs med vilken de flesta stjärnor befinner sig. En stjärna i huvudserien kallas huvudseriestjärna. Kurvan är jämförelsevis skarpt avgränsad, eftersom både spektralklassen och luminositeten hos en stjärna bestäms nästan enbart av stjärnans massa så länge den fortfarande förbränner väte genom fusion till helium – vilket de flesta stjärnor gör. Solen, med spektralklass G2V, är ett exempel på en huvudseriestjärna: den har varit det i ungefär 4,5 miljarder år och kommer att fortsätta så i ytterligare ungefär 4,5 miljarder år. Efter att vätet i solens kärna förbrukats kommer den att börja förbränna helium, svälla upp och bli en röd jättestjärna. (sv) Em astronomia, a sequência principal é uma faixa de estrelas no diagrama de Hertzsprung-Russell, um gráfico que relaciona luminosidade e temperatura superficial das estrelas. Estrelas nessa faixa são conhecidas como estrelas da sequência principal, ou estrelas anãs. A maioria das estrelas está na sequência principal, incluindo o Sol. A sequência principal representa o estágio evolutivo em que as estrelas geram energia pela fusão de átomos de hidrogênio em hélio em seu núcleo. A geração de energia por fusão mantém a estrela em equilíbrio hidrostático, contrabalanceando a pressão gravitacional das camadas externas. Existem dois processos de fusão de hidrogênio, cujas eficiências dependem da temperatura da região do núcleo estelar. Estrelas com menos de 1,5 vezes a massa solar (M☉) geram a maior parte de sua energia pela cadeia próton-próton, enquanto em estrelas mais massivas predomina o ciclo CNO. A energia produzida no núcleo é carregada até a superfície da estrela por radiação ou convecção, e então é irradiada pela fotosfera. A estrutura interna de uma estrela da sequência principal é determinada pela sua massa. Estrelas com mais de 1,5 M☉ possuem núcleos convectivos e envelopes radiativos, estrelas entre 0,5 e 1,5 M☉ possuem núcleos radiativos e envelopes convectivos, enquanto as menores estrelas, com menos de 0,5 M☉, são inteiramente convectivas. A posição de uma estrela na sequência principal é determinada principalmente pela sua massa, com as estrelas mais massivas sendo as mais luminosas e quentes. Assim, a sequência principal pode ser entendida como uma sequência de massas para estrelas que fundem hidrogênio no núcleo, desde as estrelas mais frias e de menor massa, encontradas na parte inferior direita do diagrama de Hertzsprung-Russell, até as mais quentes e massivas na outra extremidade. As propriedades básicas das estrelas da sequência principal estão fortemente correlacionadas, e a partir da massa é possível estimar parâmetros como raio, temperatura e luminosidade. Além da massa, outros fatores influenciam em menor escala a posição de uma estrela na sequência principal, em especial a metalicidade. Objetos com mais de aproximadamente 0,08 M☉ atingem as condições necessárias para fundir hidrogênio pouco depois de sua formação, e então permanecem na sequência principal pela maior parte de suas vidas. Objetos menos massivos, conhecidos como anãs marrons, nunca alcançam uma temperatura nuclear suficiente para manter a fusão de hidrogênio, e portanto não são considerados estrelas. A duração da fase de sequência principal depende principalmente da massa estelar, variando entre poucos milhões de anos para as estrelas mais massivas até trilhões de anos para as menores anãs vermelhas. Conforme uma estrela evolui pela sequência principal, ela fica maior e mais luminosa. Quando todo o hidrogênio do núcleo é consumido por fusão nuclear, a estrela abandona a sequência principal e, se for mais massiva que 0,23 M☉, começa a fundir hidrogênio em uma casca ao redor do núcleo, passando para as fases de subgigante e então de gigante vermelha. A observação do diagrama de Hertzsprung-Russell para aglomerados estelares mostra essa sequência evolucionária, e do ponto de saída da sequência principal a idade do aglomerado pode ser estimada. (pt) Головна послідовність — це вузька смуга на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, яка перетинає діаграму по діагоналі — з лівого верхнього до правого нижнього кута діаграми. На неї потрапляє понад 90 % усіх відомих зір Чумацького Шляху, зокрема Сонце. Головна послідовність розташована приблизно на діагоналі діаграми, проходячи з її верхнього лівого кута (який відповідає високій світності, синій колір) у правий нижній кут (низькі світності, червоний колір). Тобто зорі головної послідовності лежать у досить широкому діапазоні значень мас, температур і світностей. (uk) 主序星在可顯示恒星演化過程的赫羅圖上，是分布在由左上角至右下角，被稱為主序帶上的恆星。 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。 恆星形成之後，它在高熱、高密度的核心進行核聚变反應，將氫原子轉變成氦。在這個生命期階段的恆星，座落在在主序帶上的位置主要是依據它的質量，但化學成分和其它的因素也有一些關係。所有的主序星都處於流體靜力平衡狀態，它來自炙熱核心向外膨脹的熱壓力與來自外圍包層向內擠壓的重力壓維持著平衡。在核心溫度和壓力與能量孳生率有著強烈的相關性，並有助於維持平衡。在核心孳生的能量傳遞到表面經由光球輻射出去。能量經由輻射或對流傳遞，而後著在其區域內會產生階梯狀的溫度梯度，更高的透明度，或兩者均有。 基於恆星產生能量的主要過程，主序帶有時會被分成上段和下段。質量大約在1.5太陽質量以內的恆星，將氫聚集融合成氦的一系列主要程序稱為質子-質子鏈反應。超過這個質量在主序帶的上段，核融合主要是使用碳、氮、和氧原子，經由碳氮氧循環的程序，將氫原子轉變成氦。質量超過太陽10倍的主序星在核心區域會產生對流，這樣的活動繪激發新創建的氦外移，並維持發生核融合所需要的燃料比例。當核心的對流不再發生時，發展出的富氦核心的外圍會被氫包圍著。質量較低的恆星，核心的對流區會逐步的縮小，大約在2太陽質量附近，核心的對流區就會消失。在這個質量以下，恆星的核心只有輻射，但是在接近表面會有對流。隨著恆星質量的減少，對流的包層會增加，質量低於0.4太陽質量的主序星，全部的質量都在對流。 通常，質量越大的恆星在主序帶上的生命期越短。當在核心的核燃料已被耗盡之後，恆星的發展會離開赫羅圖上的主序帶。這時恆星的發展取決於它的質量，質量低於0.23太陽質量的恆星直接成為白矮星，而質量未超過10太陽質量的恆星將經歷紅巨星的階段；質量更大的恆星可以爆炸成為超新星，或直接塌縮成為黑洞。 (zh) |
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| rdfs:comment | La ĉefa sekvenco estas la plej longdaŭra etapo en la evoluo de stelo. Kiam la steloj estas ordigitaj sur diagramon (sia brilo laŭ sia koloro = diagramo de Hertzsprung-Russell) rimarkinde la plej granda parto de la steloj ordiĝas laŭ serpenteca linio kiu estas nomita ĉefa sekvenco. La plej simpla klarigo estas ke dum la evoluo de la stelo la etapo de kunfandiĝo de hidrogeno daŭras tre longe do tiu etapo estas la plej probable observebla. (eo) Sekuentzia nagusia, Hertzsprung-Russell diagraman, izar gehienak dauden eremua da. Arrazoi honegatik izar hauek sekuentzia nagusikoak bezala deituak dira. Zerrenda edo kurba honetako izarrik hotzenak nano gorriak dira, masa baxukoak, tenperatura altuetaranzko joera dutenak erraldoi urdin supermasiboak direlarik. Hertzsprung-Russell diagrama izarren tenperatura efektiboa euren argitasunaren arabera erakusten duen diagrama estatistiko bat da. Diagramako beste eremu batzutan bizitza laburreko eta eboluzio azkarreko izar erraldoiak edo nano zuri oso egonkorrak daude. (eu) Sa réalteolaíocht, banda leathan ar léaráid Hertzsprung-Russell a luíonn an chuid is mó de na réaltaí ann. Caitheann réalta an chuid is mó dá ré sa phríomhsheicheamh le linn di a cuid hidrigine a ídiú trí chomhleá núicléach chuig héiliam. Nuair a bhíonn an hidrigin sa chroíleacán ídithe go hiomlán, déanann sí éabhlóid ina fathach dearg, amach ón bpríomhsheicheamh. Is réalta sa phríomhsheicheamh ár nGrian. (ga) Головна послідовність — це вузька смуга на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, яка перетинає діаграму по діагоналі — з лівого верхнього до правого нижнього кута діаграми. На неї потрапляє понад 90 % усіх відомих зір Чумацького Шляху, зокрема Сонце. Головна послідовність розташована приблизно на діагоналі діаграми, проходячи з її верхнього лівого кута (який відповідає високій світності, синій колір) у правий нижній кут (низькі світності, червоний колір). Тобто зорі головної послідовності лежать у досить широкому діапазоні значень мас, температур і світностей. (uk) النسق الأساسي Main Sequence في الفلك هو خط احصائي نجوم يشكل نحو 80 % من مختلف النجوم في الكون، يجمعها رسم بياني بغرض تصنيفها من حيث اللون وشدة ضيائها.وتتميز نجوم[؟] النسق الأساسي بأن طاقة اشعاعها ناتجة عن تفاعلات الاندماج النووي للهيدروجين في قلب النجم وهي تفاعلان اندماج نووي تنتج الهيليوم. ويسمى الرسم البياني الذي يجمع بين كتلة النجم ولون طيفه وشدة ضيائه تصنيف هرتزشبرونج-راسل. وتسمى مجموعة نجوم هذا الحزام على الرسم البياني النسق الأساسي، لأنها تشكل 80 % من أنواع النجوم الموجودة في الكون. أما تصنيفات النجوم التي تخرج عن هذا الحزام الرئيسي وتشكل 20 % من نجوم الكون فهي تتجمع على الرسم البياني في حزامين آخرين، وتختلف صفاتها كثيرا عن صفات نجوم النسق الأساسي، حيث يعود إصدارها للطاقة إلى تفاعلات أخرى غير الاندماج النووي للهيدروجين الذي يولد الهيليوم، من تلك التفاعلات إندماج عناصر أثقل من الهيدرو (ar) La seqüència principal d'un diagrama Hertzsprung-Russell és la corba en què es troben la majoria dels estels. Els estels en aquesta corba s'anomenen estels de seqüència principal o estels nans. Aquesta corba és tan pronunciada perquè tant el tipus espectral com la lluminositat depenen únicament de la massa d'una estrella mentre aquesta fusioni hidrogen —i això és el que fan gairebé tots els estels durant la seva vida activa. La longevitat en seqüència principal d'un estel es pot estimar a partir de la seva massa en relació a la del Sol d'aquesta manera: (ca) Hlavní posloupnost Hertzsprungova–Russellova diagramu je křivka, kolem které se nachází většina hvězd. Hvězdy umístěné v tomto pásu se nazývají hvězdy hlavní posloupnosti, nebo trpasličí hvězdy. Tato linie je tak výrazná, protože jak spektrální typ, tak svítivost závisí na hmotnosti hvězdy, dokud spaluje vodík, což se děje po většinu „aktivního“ života hvězdy. Při bližším pohledu je vidět, že hlavní posloupnost není přesná linie, ale je trošku rozptýlená. Existuje několik důvodů pro tuto neostrost. Hlavním důvodem je nepřesnost pozorování způsobená vzdáleností hvězd. (cs) Η κύρια ακολουθία είναι μία συνεχής και διακριτή λωρίδα αστέρων που εμφανίζεται στο διάγραμμα αστρικού χρώματος και λαμπρότητας. Αυτά τα διαγράμματα είναι γνωστά ως διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ. Τα αστέρια αυτά είναι γνωστά ως αστέρες κύριας ακολουθίας ή νάνοι αστέρες. Ο Ήλιος στην παρούσα κατάσταση του εντάσσεται στην κύρια ακολουθία. (el) Die Hauptreihe wird in der Astronomie durch die Sterne gebildet, die ihre Strahlungsenergie durch Wasserstoffbrennen im Kern freisetzen. Der Name kommt daher, dass die Mehrheit aller beobachteten Sterne solche Sterne sind und im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) und ähnlichen Diagrammen eine dicht bevölkerte Linie bilden. Ein Stern verbleibt während der längsten Zeit seiner Entwicklung auf der Hauptreihe. Zu Beginn des Wasserstoffbrennens befindet sich der Stern auf der Nullalter-Hauptreihe (zero age main sequence, ZAMS) und wandert im Laufe des Wasserstoffbrennens zur Endalter-Hauptreihe (terminal age main sequence, TAMS), die er bei Erschöpfung des Wasserstoffvorrates im Kern mit zunehmender Entwicklungsgeschwindigkeit verlässt. Die Hauptreihe bildet den Bezug für die Einteilung der Ste (de) Se denomina secuencia principal a la región del diagrama de Hertzsprung-Russell en la que se encuentran la mayor parte de las estrellas cuyo aspecto común principal es el consumo de hidrógeno como fuente principal de la luminosidad estelar. Es una banda continua y distintiva de estrellas que aparece en las parcelas de color estelar versus brillo. Las estrellas en esta banda son conocidas como estrellas de la secuencia principal. Estas estrellas están consumiendo hidrógeno. La secuencia principal contiene estrellas con distintas temperaturas, las más frías son las enanas rojas que además tienen masas bajas. Las estrellas más calientes dentro de la secuencia principal son las estrellas supermasivas gigantes azules. El diagrama H-R es un diagrama estadístico que muestra la temperatura efectiv (es) In astronomy, the main sequence is a continuous and distinctive band of stars that appears on plots of stellar color versus brightness. These color-magnitude plots are known as Hertzsprung–Russell diagrams after their co-developers, Ejnar Hertzsprung and Henry Norris Russell. Stars on this band are known as main-sequence stars or dwarf stars. These are the most numerous true stars in the universe and include the Sun. (en) En astronomie, la séquence principale est une bande continue et bien distincte d'étoiles qui apparaissent sur des diagrammes où l'abscisse est l'indice de couleur B-V et l'ordonnée la luminosité ou, en sens inverse, la magnitude absolue des étoiles. Ces diagrammes couleur-luminosité sont connus sous le nom de « diagrammes de Hertzsprung-Russell », d'après leur co-inventeurs Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell. Les étoiles figurant dans cette bande sont connues sous le nom d’étoiles de la série principale, ou « étoiles naines ». Ainsi, environ 90 % des étoiles observées au-dessus de 0,5 M☉ sont sur la séquence principale[réf. nécessaire]. (fr) Deret utama dari diagram Hertzsprung-Russell adalah suatu kurva yang membentang dari kiri atas ke kanan bawah diagram di mana kebanyakan bintang berlokasi. Bintang-bintang pada jalur ini dikenal sebagai bintang deret utama atau bintang katai. Semua bintang ini sedang "membakar" hidrogennya menjadi sampah helium di intinya. Hampir 90% usia bintang berada pada tahap ini yang menyebabkan tingginya populasi bintang di deret utama. Untuk satu kelas spektrum tertentu, bintang-bintang ini akan memiliki massa dan luminositas yang hampir sama, karena memiliki struktur bagian dalam yang hampir identik. Matahari adalah salah satu contoh bintang deret utama. (in) La sequenza principale è una continua ed evidente banda di stelle disposta in senso pressoché diagonale nel diagramma Hertzsprung-Russell, una rappresentazione grafica che mette in relazione la temperatura effettiva (riportata in ascissa) e la luminosità (riportata in ordinata) delle stelle. Le stelle che si addensano in questa fascia sono dette stelle di sequenza principale o "stelle nane", anche se quest'ultima designazione è caduta in disuso. (it) 主系列星 (しゅけいれつせい、英: main sequence star) とは、恒星の有効温度と明るさを示した図であるヘルツシュプルング・ラッセル図 (HR図) 上で、左上（明るく高温）から図の右下（暗く低温）に延びる線である主系列 (英: main sequence) に位置する恒星をいう。矮星ともいう。 星間物質が集まって形成された恒星では、高密度の核で水素からヘリウムを合成する核融合が始まり、熱エネルギーが生成される。恒星の一生におけるこの段階では、恒星はHR図上の主系列に位置することになる。主系列内での位置は主に恒星の質量で決まるが、化学組成と年齢にも依存する。主系列星の核は静水圧平衡の状態にあり、高温の核による外向きの熱的な圧力 (正確には圧力勾配力) と、外層の内向きの重力が釣り合っている。核融合によるエネルギー生成率は温度と圧力に強く依存しており、これがこの釣り合いを維持するのを助けている。核で生成されたエネルギーは表面へと伝達し、光球から放射される。主系列星内部でのエネルギーは放射もしくは対流によって伝達され、後者は温度勾配が急な領域かが高い領域、もしくはその両方が満たされている領域で発生する。 (ja) 주계열(主系列, 영어: main sequence)은 천문학에서 항성의 색등급도상에 나타나는 연속적이며 독특한 별의 띠를 말한다. 주계열은 색등급도에서 오른쪽 아래에서 왼쪽 위를 크게 가로지르며, 주계열 위에 위치한 별을 주계열성(主系列星, main sequence star) 또는 왜성(矮星, dwarf star)이라고 부른다. 주계열은 대부분 항성의 일생에서 가장 긴 시간을 차지하는 진화 단계이며, 주계열성은 수소핵융합으로 헬륨과 에너지를 만들어낸다. 인간으로 치면 청장년기에 해당한다. 대체로 별의 질량이 클수록 주계열에 머무르는 기간이 짧아진다. 핵의 수소가 모두 연소된 뒤 별은 진화하여 주계열을 벗어난다. 그 뒤 별이 어떻게 진화하는지는 질량에 따라 결정된다. 0.26 M☉ 이하의 별들은 바로 백색왜성이 되고, 0.26 M☉ ~ 8 M☉의 별들은 적색거성을 거쳐 백색왜성이 된다. 그보다 질량이 큰 별들은 초신성 폭발을 일으킨 후 별의 질량에 따라서 중성자별 혹은 블랙홀을 형성한다. (ko) In de astronomie is de hoofdreeks een continue en kenmerkende brede band van sterren op een grafiek met de kleurindex tegen de absolute magnitude (zie rechts: V Main Sequence). Deze kleur-magnitude-diagrammen staan bekend als het Hertzsprung-Russelldiagram, vernoemd naar de mede-ontwikkelaars ervan, Ejnar Hertzsprung en Henry Norris Russell. Sterren op deze brede grafiekband worden hoofdreeksster genoemd, oftewel een dwergster. De meeste sterren in het heelal zijn dwergsterren op de hoofdreeks. Ook de Zon is zo'n dwergster. (nl) Em astronomia, a sequência principal é uma faixa de estrelas no diagrama de Hertzsprung-Russell, um gráfico que relaciona luminosidade e temperatura superficial das estrelas. Estrelas nessa faixa são conhecidas como estrelas da sequência principal, ou estrelas anãs. A maioria das estrelas está na sequência principal, incluindo o Sol. (pt) Ciąg główny – pas przebiegający wzdłuż krzywej na diagramie Hertzsprunga-Russella, w którym zgrupowana jest większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej położone nazywa się gwiazdami ciągu głównego lub karłami. Najpospolitsze z nich, a zarazem najchłodniejsze są czerwone karły. Astronomowie często odnoszą rozważania do ciągu głównego wieku zerowego (ZAMS, ang. Zero Age Main Sequence). Jest to linia otrzymywana z symulacji numerycznych dla gwiazdy, gdy zaczyna ona proces spalania wodoru. (pl) Главная последовательность — стадия эволюции звёзд, а также область на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, образованная звёздами на этой стадии, и соответствующий класс светимости. На главную последовательность звёзды попадают после стадии протозвезды — когда их единственным источником энергии становятся термоядерные реакции синтеза гелия из водорода, идущие в ядре. В этот момент возраст звезды считается нулевым и она находится на так называемой начальной главной последовательности. По мере исчерпания водорода звезда становится немного ярче, отходит от начальной главной последовательности и, когда в ядре не остаётся водорода, звезда окончательно покидает главную последовательность, причём то, как это происходит, зависит от массы звезды. Однако в любом случае дальнейшие стадии эволюции длятся (ru) Huvudserien i ett Hertzsprung-Russell-diagram är en kurva längs med vilken de flesta stjärnor befinner sig. En stjärna i huvudserien kallas huvudseriestjärna. Kurvan är jämförelsevis skarpt avgränsad, eftersom både spektralklassen och luminositeten hos en stjärna bestäms nästan enbart av stjärnans massa så länge den fortfarande förbränner väte genom fusion till helium – vilket de flesta stjärnor gör. (sv) 主序星在可顯示恒星演化過程的赫羅圖上，是分布在由左上角至右下角，被稱為主序帶上的恆星。 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。 恆星形成之後，它在高熱、高密度的核心進行核聚变反應，將氫原子轉變成氦。在這個生命期階段的恆星，座落在在主序帶上的位置主要是依據它的質量，但化學成分和其它的因素也有一些關係。所有的主序星都處於流體靜力平衡狀態，它來自炙熱核心向外膨脹的熱壓力與來自外圍包層向內擠壓的重力壓維持著平衡。在核心溫度和壓力與能量孳生率有著強烈的相關性，並有助於維持平衡。在核心孳生的能量傳遞到表面經由光球輻射出去。能量經由輻射或對流傳遞，而後著在其區域內會產生階梯狀的溫度梯度，更高的透明度，或兩者均有。 通常，質量越大的恆星在主序帶上的生命期越短。當在核心的核燃料已被耗盡之後，恆星的發展會離開赫羅圖上的主序帶。這時恆星的發展取決於它的質量，質量低於0.23太陽質量的恆星直接成為白矮星，而質量未超過10太陽質量的恆星將經歷紅巨星的階段；質量更大的恆星可以爆炸成為超新星，或直接塌縮成為黑洞。 (zh) |
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