мини|Херцшпрунг-Раселов дијаграм на кој е прикажана сјајноста (или апсолутната величина) на ѕвезда во однос на нејзиниот боен показател (претставен како B-V). Главната низа е видлива како истакната дијагонална лента од горниот лев до долниот десен агол. Овој заплет прикажува 22.000 ѕвезди од каталогот на Хипаркос заедно со 1.000 ѕвезди со ниска осветленост (црвени и бели џуџиња) од Каталогот на блиски ѕвезди на Глизе. Главна низа — класификација на ѕвезди кои се појавуваат на парцели со боен показател наспроти апсолутната величина како континуирана и карактеристична лента. Ѕвездите на оваа лента се познати како ѕвезди од главната низа или џуџести ѕвезди, а се верува дека положбите на ѕвездите на и надвор од лентата ги означуваат нивните физички својства, како и нивниот напредок низ неколку видови животни циклуси на ѕвезди. Ова се најбројните вистински ѕвезди во универзумот и го вклучуваат Сонцето и нивните парцели се познати како Херцшпрунг-Раселовиите дијаграми по Ејнар Херцшпрунг и Хенри Норис Расел.
По кондензацијата и палењето на ѕвездата, таа генерира топлинска енергија во регионот на нејзиното густо јадро преку јадрено соединување на водород во хелиум. За време на оваа фаза од животот на ѕвездата, таа се наоѓа на главната низа на позиција определена првенствено од нејзината маса, но и врз основа на нејзиниот хемиски состав и старост. Јадрата на ѕвездите од главната низа се во хидростатичка рамнотежа, каде што надворешниот топлински притисок од жешкото јадро е избалансиран со внатрешниот притисок на гравитацискиот колапс од прекриените слоеви. Силната зависност на брзината на создавање енергија од температурата и притисокот помага да се одржи оваа рамнотежа. Енергијата генерирана во јадрото го пробива патот до површината и се зрачи во фотосферата. Енергијата се носи или со зрачење или со струење, при што ова се случува во региони со поостри температурни градиенти, поголема непроѕирност или и двете.
Главната низа понекогаш се дели на горни и долни делови, врз основа на доминантниот процес што ѕвездата го користи за да генерира енергија. Сонцето, заедно со ѕвездите од главната низа под околу 1,5 пати поголема Сончева маса (), првенствено спојуваат атоми на водород заедно во серија фази за да образуваат хелиум, низа наречена протонско-протонски ланец. Над оваа маса, во горната главна низа, процесот на јадрено соединување главно користи атоми на јаглерод, азот и кислород како посредници во јаглеродно-азотно-кислородниот циклус кој произведува хелиум од атоми на водород. Ѕвездите од главната низа со повеќе од две сончеви маси се подложени на струење во нивните области на јадрото, што дејствува за да го поттикне новосоздадениот хелиум и да го одржува процентот на гориво потребно за да се случи соединување. Под оваа маса, ѕвездите имаат јадра кои се целосно зрачни со струјни зони во близина на површината. Со намалувањето на ѕвездената маса, уделот на ѕвездата што образува струјна обвивка постојано се зголемува. Ѕвездите на главната низа под подлежат на струење низ нивната маса. Кога не се јавува струење на јадрото, се развива јадро богато со хелиум опкружено со надворешен слој од водород.
Колку е помасивна ѕвездата, толку е помал нејзиниот животен век на главната низа. Откако ќе се потроши водородното гориво во јадрото, ѕвездата еволуира подалеку од главната низа на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, во суперџин, црвен џин или директно во бело џуџе.
Историја Во почетокот на 20 век, информациите за видовите и растојанија на ѕвездите станале полесно достапни. Се покажало дека ѕвездените спектри имаат карактеристични карактеристики, што им овозможило да се категоризираат. Ени Џамп Канон и Едвард К. Пикеринг од опсерваторијата на колеџот Харвард развиле метод на категоризација кој станал познат како Харвардска класификација, објавена во Харвардските Анали во 1901 година.
Во Потсдам во 1906 година, данскиот астроном Ејнар Херцшпрунг забележал дека најцрвените ѕвезди - класифицирани како К и М во шемата на Харвард - може да се поделат во две различни групи. Овие ѕвезди биле или многу посветли од Сонцето или многу побледи. За да ги разликува овие групи, тој ги нарекол „џинови“ и „џуџести“ ѕвезди. Следната година почнал да ги проучува ѕвездените јата; големи групи на ѕвезди кои се наоѓаат на приближно исто растојание. За овие ѕвезди, тој ги објавил првите парцели на бои наспроти сјајноста. Овие заплети покажале истакната и континуирана низа на ѕвезди, која тој ја нарекол Главна низа.
На Универзитетот Принстон, Хенри Норис Расел следел сличен курс на истражување. Тој ја проучувал врската помеѓу спектралната класификација на ѕвездите и нивната вистинска осветленост корегирана за растојание - нивната апсолутна ѕвездена величина. За таа цел, тој користел збир на ѕвезди кои имале сигурни паралакси и од кои голем дел биле категоризирани на Харвард. Кога ги нацртал спектралните типови на овие ѕвезди во однос на нивната апсолутна величина, открил дека џуџестите ѕвезди следат посебна врска. Ова овозможило вистинската осветленост на џуџеста ѕвезда да се предвиди со разумна точност.
Од црвените ѕвезди забележани од Херцшпрунг, џуџестите ѕвезди исто така ја следеле врската спектра-светлина откриена од Расел. Сепак, џиновските ѕвезди се многу посветли од џуџињата и затоа не ја следат истата врска. Расел предложил дека џиновските ѕвезди морало да имаат мала густина или голема површинска осветленост, а обратното важело за џуџестите ѕвезди. Истата крива, исто така, покажала дека има многу малку слаби бели ѕвезди.
Во 1933 година, Бенгт Стремгрен го вовел терминот Херцшпрунг-Раселов дијаграм кој ја покажува врската меѓу апсолутната величина, сјајноста, класификацијата и делотворната температура на ѕвездите. Ова име го одразува паралелниот развој на оваа техника од страна на Херцшпрунг и Расел претходно во векот.
Како што биле развиени развојните модели на ѕвезди во текот на 1930-тите, се покажало дека, за ѕвезди со ист состав, масата на ѕвездата ја одредува нејзината сјајност и радиус. Спротивно на тоа, кога се знае хемискиот состав на ѕвездата и нејзината позиција на главната низа, може да се пресметаат масата и радиусот на ѕвездата. Ова станало познато како Фогт-Раселова теорема; именувана по Хајнрих Фогт и Хенри Норис Расел. Подоцна било откриено дека оваа врска донекаде се распаѓа за ѕвездите од неуниформа композиција.
Рафинирана шема за ѕвездената класификација била објавена во 1943 година од Вилијам Вилсон Морган и Филип Чајлдс Кинан. Класификацијата на Морган и Кинан (КМК) на секоја ѕвезда и доделила спектрален тип - врз основа на класификацијата на Харвард - и класа на сјајност. Класификацијата на Харвард била развиена со доделување различна буква на секоја ѕвезда врз основа на јачината на водородната спектрална линија пред да биде позната врската помеѓу спектрите и температурата. Кога биле наредени по температура и кога биле отстранети дупликатните класи, следеле спектралните типови на ѕвезди, со редослед на намалување на температурата со бои кои се движат од сина до црвена, низата O, B, A, F, G, K и M. (А популарен мнемоник за меморирање на оваа низа од ѕвездени класи е „Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me“ или „Ох, биди убав/а девојка/момче, бакни ме“.) Класата на сјајност се движела од I до V, со редослед на намалување на сјајноста. Ѕвездите со класа на сјајност V припаѓале на главната низа.
Образување и развој
лево|мини| Жешки и брилијантни ѕвезди од главната низа од типот О во областите што образуваат ѕвезди. Сите овие се области на образување на ѕвезди кои содржат многу жешки млади ѕвезди вклучувајќи неколку светли ѕвезди од спектрален тип О. Кога протоѕвезда е образувана од колапсот на џиновски молекуларен облак од гас и прашина во месната меѓуѕвездена средина, почетниот состав е хомоген низ целиот, кој се состои од околу 70% водород, 28% хелиум и траги од други елементи, по маса. Почетната маса на ѕвездата зависи од месните услови во облакот. (Распространетоста на масата на новообазуваните ѕвезди е емпириски опишана со функцијата на почетната маса.) За време на почетниот колапс, оваа ѕвезда пред главната низа генерира енергија преку гравитациска контракција. Откако ќе бидат доволно густи, ѕвездите почнуваат да го претвораат водородот во хелиум и да испуштаат енергија преку процес на егзотермно јадрено соединување.
Кога јадреното соединување на водородот станува доминантен процес на производство на енергија и вишокот енергија добиена од гравитациската контракција е изгубена, ѕвездата лежи по должината на кривата на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм) наречена стандардна главна секвенца. Астрономите понекогаш ќе ја нарекуваат оваа фаза како „главна секвенца на нулта возраст“, или ГСНВ. Кривата ГСНВ може да се пресмета со помош на компјутерски модели на ѕвездени својства во моментот кога ѕвездите започнуваат со водородно спојување. Од оваа точка, осветленоста и температурата на површината на ѕвездите обично се зголемуваат со возраста.
Ѕвездата останува блиску до својата почетна местоположба на главната низа додека не се потроши значителна количина на водород во јадрото, а потоа почнува да еволуира во посветла ѕвезда. (На Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, ѕвездата што еволуира се движи нагоре и десно од главната низа.) Така, главната низа ја претставува примарната фаза на согорување на водород од животниот век на ѕвездата.
Класификација Ѕвездите од главната низа се поделени на следниве типови:
Ѕвезда од главната низа од типот О Ѕвезда од главната низа од типот B Ѕвезда од главната низа од типот A Ѕвезда од главната низа од типот F Ѕвезда од главната низа од типот G Ѕвезда од главната низа од типот К Ѕвезда од главната низа од типот М
М-ѕвездите од главната низа обично се нарекуваат црвени џуџиња.
Својства Поголемиот дел од ѕвездите на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм со човечки ресурси лежат по должината на кривата на главната низа. Оваа линија е изразена затоа што и спектралниот тип и сјајноста зависат само од масата на ѕвездата, барем до приближување од нулти ред, сè додека таа спојува водород во неговото јадро - и тоа е она што речиси сите ѕвезди го трошат најголемиот дел од своето „активно“ живеење.
Температурата на ѕвездата ја одредува нејзината ѕвездена класификација преку нејзиниот ефект врз физичките својства на плазмата во нејзината фотосфера. Енергетската емисија на ѕвездата во функција на брановата должина е под влијание и на нејзината температура и на составот. Клучен индикатор за оваа распространетост на енергија е даден со боен показател, B − V, која ја мери големината на ѕвездата во сина (B) и зелено-жолта (V) светлина со помош на филтри. Со мерење на разликата помеѓу овие вредности, се елиминира потребата за корекција на величините за растојание. Сепак, ова може да биде под влијание на меѓуѕвезденото истребување. Оваа разлика во величината дава мерка за температурата на ѕвездата.
Ѕвездите од главната низа се нарекуваат џуџести ѕвезди, но оваа терминологија е делумно историска и може да биде донекаде збунувачка. За поладните ѕвезди, џуџињата како црвените џуџиња, портокаловите џуџиња и жолтите џуџиња се навистина многу помали и помрачни од другите ѕвезди со тие бои. Меѓутоа, за пожешките сини и бели ѕвезди, разликата во големината и осветленоста помеѓу таканаречените „џуџести“ ѕвезди кои се наоѓаат на главната низа и таканаречените „џинови“ ѕвезди кои не се, станува помала. За најжешките ѕвезди разликата не е директно забележлива и за овие ѕвезди, термините „џуџе“ и „џин“ се однесуваат на разликите во спектралните линии кои покажуваат дали ѕвездата е вклучена или исклучена од главната низа. Сепак, многу жешки ѕвезди од главната низа сè уште понекогаш се нарекуваат џуџиња, иако имаат приближно иста големина и сјај како „џиновските“ ѕвезди на таа температура.