Ana Dizi (main sequence)


Ana dizi

O-Tip Ana-Dizi Yıldız
B-Tip Ana-Dizi Yıldız
A-Tip Ana-Dizi Yıldız
F-Tip Ana-Dizi Yıldız
G-Tip Ana-Dizi Yıldız
K-Tip Ana-Dizi Yıldız
M-Tip Ana-Dizi Yıldız


Astronomide ana-dizi, parlaklığa karşı stellar renk grafiklerinde görünen sürekli ve farklı bir yıldızlar grubudur. Bu renk-büyüklük grafikleri, ortak geliştiricileri Ejnar Hertzsprung ve Henry Norris Russell'dan sonra, Hertzsprung-Russell diyagramları olarak tanınır. Gruptaki yıldızlar ana-dizi yıldızları veya cüce yıldızlar olarak bilinir. Bunlar evrende en çok sayıda bulunan yıldızlardır ve Güneş’i de kapsar.

Bir yıldızın kondensasyonu ve ateşlenmesinden sonra, yoğun çekirdek bölgesinde hidrojenin helyuma nükleer füzyonu yoluyla termal enerji üretilir. Yaşam süresinin bu aşamasında yıldız, esas olarak kütlesiyle, ancak aynı zamanda kimyasal bileşimi ve yaşına bağlı olarak belirlenen bir konumda ana dizide bulunur. Ana dizideki yıldızların çekirdekleri hidrostatik dengededir; burada sıcak çekirdekten dışarıya doğru olan termal basınç, üstteki tabakalardan gelen gravitasyonal çöküşün içe doğru olan basıncı ile dengelenir.

Enerji üretim hızının sıcaklık ve basınca olan güçlü bağımlılığı bu dengenin korunmasına yardımcı olur. Çekirdekte üretilen enerji yüzeye doğru yol alır ve fotosferde yayılır. Enerji, radyasyon veya konveksiyon ile taşınır; ikincisi daha dik sıcaklık gradyanlarına, daha yüksek opaklığa veya her ikisine sahip bölgelerde meydana gelir.

Ana dizi, bir yıldızın enerji üretmek için kullandığı baskın prosese bağlı olarak bazen üst ve alt bölümlere ayrılır. Güneş'in kütlesinin (1.5 M) yaklaşık 1.5 katı altındaki yıldızlar, helyumu oluşturmak için hidrojen atomlarını bir dizi aşamada biraraya getirir (proton-proton zinciri). Bu kütlenin üzerinde, üst ana dizide, nükleer füzyon işlemi, hidrojen atomlarından helyum üreten CNO döngüsünde aracılar olarak esas olarak karbon, nitrojen ve oksijen atomlarını kullanır.

İkiden fazla solar kütleye sahip ana-dizi yıldızları, çekirdek bölgelerinde konveksiyona uğrarlar, bu da yeni oluşturulan helyumu karıştırır ve füzyonun gerçekleşmesi için gereken yakıt oranını korur. Bu kütlenin altındaki yıldızlar, yüzeye yakın konvektif bölgeleri olan tamamen ışıma yapan çekirdeklere sahiptir. Yıldız kütlesinin azalmasıyla birlikte, konvektif bir zarf oluşturan yıldızın oranı giderek artar. 0.4 M altındaki ana-dizi yıldızları, kütleleri boyunca konveksiyona uğrar. Çekirdek konveksiyon oluşmadığında, bir dış hidrojen tabakasıyla çevrili helyum açısından zengin bir çekirdek gelişir.

Genel olarak, bir yıldız ne kadar büyükse, ana dizideki ömrü o kadar kısadır. Çekirdekteki hidrojen yakıtı tüketildikten sonra yıldız, HR diyagramındaki ana diziden uzaklaşarak bir süperdev, kırmızı dev veya doğrudan beyaz cüceye dönüşür.

Ana-Dizi Stellar Parametreler Tablosu

Stellar sınıf

R/R

M/M

L/L

T, K

Örnekler

O6

18

40

500000

38000

Theta1 Orionis C

B0

7.4

18

20000

30000

Phi1 Orionis

B5

3.8

6.5

800

16400

Pi Andromedae A

A0

2.5

3.2

80

10800

Alpha Coronae Borealis A

A5

1.7

2.1

20

8620

Beta Pictoris

F0

1.3

1.7

6

7240

Gamma Virginis

F5

1.2

1.3

2.5

6540

Eta Arietis

G0

1.05

1.10

1.26

5920

Beta Comae Berenices

G2

1

1

1

5780

Güneş

G5

0.93

0.93

0.79

5610

Alpha Mensae

K0

0.85

0.78

0.40

5240

70 Ophiuchi A

K5

0.74

0.69

0.16

4410

61 Cygni A

M0

0.51

0.60

0.072

3800

Lacaille 8760

M5

0.32

0.21

0.0079

3120

EZ Aquarii A

M8

0.13

0.10

0.0008

2660

Van Biesbroeck's star

R/R: yarıçap
M/M: kütle
L/L: aydınlıklık (luminosite)
R: solar yarıçap, M: solar kütle, L: solar aydınlık
1 R = 6.95700×108 metre, 1 M = (1.98847±0.00007)×1030 kg, 1 L = 3.846 × 1033 erg s−1 = 3.846 × 1026 watt


Mutlak büyüklüğü, spektral tipe karşı gösteren bir Hertzsprung–Russell diagramı


Bir yıldızın aydınlığını (veya mutlak büyüklüğünü), renk indeksine (B−V olarak tanımanmıştır) karşı gösteren bir Hertzsprung–Russell diagramı

 

https://en.wikipedia.org/wiki/Main_sequence

20 Şubat 2021

 

GERİ (yıldız)
GERİ (spektral sınıflandırma)