Негізгі тізбек жұлдызы
Герцшпругн-Рассел диаграммасындағы жұлдыздар жайласуы бейберекет емес. Олар белгілі бір өңірлерге арнайы орналасқан. Әсіресе сол жақ үстіңгі бұрыштан оң жақ астыңғы бұрышқа дейінгі тар өңірге көп санды жұлдыздар шоғырлы түрде орналасқаны бірден көзге түседі. Күн де осы диагональді өңірге жайғасқан. Осынау бояуы жарқырауын көрсететін жұлдыздар орналасқан диагональ Негізгі тізбек (Main sequence) деп аталады да, негізгі тізбектегі жұлдыздар Негізгі тізбек жұлдызы (main-sequence stars), немесе Ергежейлі жұлдыз (dwarf) деп аталады. Бұл диаграмманы Эйнар Герцшпрунга және Генри Норрис Рассел бірлесіп тапқырлағандықтан, слардың атының бас әрібімен "HR диаграммасы" деп аталады.<ref>Үлгі:Cite web</ref>
Мазмұны
Өзегіндегі жойқын реакцияның қалыптасуы
Негізгі тізбек жұлдыздары сутегілік жану (теромядролық реакция) сатысында болады. Сутегі жанып таусылған соң гелийдің жануы (теромядролық реакция) басталады да, ісініп Алып қызыл жұлдызға айналады. Күн жүйесіндегі күн дәл қазір сондай негізгі тізбек жұлдызына жатады.<ref name=imamura07>Үлгі:Cite web</ref>
Тұрақты жұлдыздар бүкіл ғұмырының 90% -ында жоғары темпратура мен жоғары қысым арқылы өзегіндегі сутегіні гелий етіп біріктірумен болады және осы барыста мол энергия бөліп шығарады. Олардың негізгі тізбек жұлдызы болу сатысында тұруына Массасы, химиялық құрамы, және басқа да ерекшеліктері әсер етеді. Алғашқы сәттерден бастап негізгі тізбек жұлдызындағы сутегінің салыстырмасы өзегінде арта береді де, нәтижесінде өзегінде термоядролық реакция жүріп, жұлдыздың темпратурасы біртіндеп жоғарылап, жарығы да күшейе береді. Күнді мысал етсек, шамамен 4.6 млрд жыл бұрын негізгі тізбек сатысына жеткен бұл жұлдыздың жарығы содан бері 40% артқан екен. Барлық негізгі тізбек жұлдыздары, немесе ергежейлі жұлдыздар гидростатикалық тепе-теңдікті сақтайды, бұл көбінесе өзегінен сыртқа бағытталған термоядролық реакцияның кеңею қысымы мен айналасында қоршаған атмосферасының өзекке қарай гравитациясы ортасындағы тепе-теңдік есептеледі. Іштен сыртқа қарай және сырттан ішке қарай осы екі күштің әсерінде күн секілді ергежейлі жұлдыздар тұрақтылық сақтап тұр. Өзегіндегі темпратура мен қысымның және осыдан пайда болатын жоғары энергияның ортасында белгілі бір салыстырма бар және осы салыстырма сақталған жағдайда жұлдыз тұрақты жанып, жарқырап тұрады. Өзегінен айналасына атқыланған энергия бетіндегі радиация болып әлемге тарайды. Яғни энергия – сәуле, немесе конвекция арқылы тасымалданады, содан кейін оның аймағында температуралық градиент өндіру алға шығып, жоғары айқындық басталады.
Энергияның жасап шығарылуы
Массасы күн массасының 1.5 есесіндей жұлдыздар термоядролық реакция арқылы сутегіні гелийге айналдырады және ол протон - протон тізбекті реакция деп аталады. Осы массадан асып кеткен жұлдыздардың теромядролық реакциясы көбінесе Көміртегі, азот және оттегі атомдарын пайдаланып, CNO циклінде айналады, сутегіні гелийге өзгертеді. Массасы күннің 10 есесіндей негізгі тізбек жұлдыздары конвекция пайда болады. Ол жаңадан Гелийді сыртқа тасып, термоядролық реакцияға отын қылады. Өзегіндегі конвекция тоқтағанда өзегіндегі бай гелий сутегімен қоршалады. Массасы төмен жұлдызда өзегіндегі конвекция біртіндеп әлсірейді және массасы шамамен 2 күн массасы шамасына жеткенде конвекция тоқтайды. Осы массадан төмен жұлдыздардың өзегінде радияция болса, беткі қабатында конвекция болады. Жұлдыз массасының азаюына ілесіп, конвекция қабаты ұлғаяды. Массасы 0.4 күн массасындай негізгі тізбек жұлдызының барлық материясы конвекцияға арналады.<ref name=hansen_kawaler94>Үлгі:Cite book</ref>
Энергияның сыртқа ағылу шамасы
Әрбір жұлдыз жұлдыз боранын （Stellar Wind） бүрку арқылы зарядтты бөлшектерді ғарышқа шашумен болады. Көп санды жұлдыздардың осындай жолмен массасын кемітуі тым болымсыз болғандықтан есепке алынбайды. Күн жылына тек 10 −14 күн массасын жоғалтады, осылайша ол бүкіл ғұмырында өз массасының әрең 0.01% пайызын ғана жоғалтады. Алып массаға ие жұлдыздарда жыл сайын жоғалтатын масса 10 − 7 ден 10 − 5 ға жетеді. Бұл олардың өзгерісіне біршама әсер етеді. Массасы күн массасының 50 есесіндей жұлдыз Негізгі тізбек сатысында өз массасының жартысына дейін жоғалтады.
Келесі сатыға өтуі
Әдетте, массасы қанша үлкен болса, сол жұлдыздың негізгі тізбек жұлдызы (ергежейлі) болу жасы соншылық аз болады. Өзегіндегі термоядролық отын таусылғанда жұлдыздар HR диаграммасындағы негізгі тізбек өңірден алыстай бастайды. Бұл кезде жұлдыздың болашағы оның массасына байланысты болады:
- Массасы 0.23 күн массасындай тұрақты жұлдыздар ендігі жерде Ақ ергежейлі жұлдызға айналады.<ref name=rolfs_rodney88>Үлгі:Cite book</ref><ref name=science295_5552>Үлгі:Cite journal</ref><ref name=romp69>Үлгі:Cite journal</ref>
- Массасы 10 күн массасынан артық емес жұлдыздар Алып қызыл жұлдызға айнаалды.<ref name=apj418>Үлгі:Cite journal</ref><ref name=nature433>Үлгі:Cite journal</ref><ref name=sitko00>Үлгі:Cite web</ref><ref name=pmss_atoe>Үлгі:Cite web</ref>
- Массасы одан үлкен жұлдыз жарылып Ғаламатжұлдызға айналады, немесе тіке кеусеп Қара құрдымға айналады.<ref name=aaas141>Үлгі:Cite journal</ref><ref name=apj675_1>Үлгі:Cite journal</ref><ref name=science299_5603>Үлгі:Cite journal</ref>
