Негізгі тізбек жұлдызы бетінің бастапқы мәтінін қарау

[[Сурет:HRDiagram.png|thumb|right|300px|HR диаграммасындағы жұлдыздардың жарықтығы мен рең көрсеткіші, бұл кесте Hipparcos Каталогіндегі 22,000 жұлдызға Глизе каталогіндегі 1,000 әлсіз жарықты жұлдызды (қызыл және ақ нүкте) қосып жасалған.]]

[[Герцшпругн-Рассел диаграммасы]]ндағы [[жұлдыз]]дар 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 [[жарқырауы]]н  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>{{cite web
 | title=A course on stars' physical properties, formation and evolution
 | publisher=University of St. Andrews
 | url=http://www-star.st-and.ac.uk/~kw25/teaching/stars/STRUC4.pdf
 | accessdate=2010-05-18 }}</ref>

== Өзегіндегі жойқын реакцияның қалыптасуы ==
Негізгі тізбек жұлдыздары [[сутегі]]лік жану (теромядролық реакция) сатысында болады. Сутегі жанып таусылған соң [[гелий]]дің жануы (теромядролық реакция)  басталады да, ісініп [[Алып қызыл жұлдыз]]ға айналады.  [[Күн жүйесі]]ндегі [[күн]] дәл қазір сондай негізгі тізбек жұлдызына жатады.<ref name=imamura07>{{cite web
 | last=Imamura | first=James N. | date=1995-02-07
 | url=http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb6/mass.html
 | title=Mass-Luminosity Relationship
 | publisher=University of Oregon
 | accessdate=2007-01-08 | archiveurl = http://web.archive.org/web/20061214065335/http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb6/mass.html| archivedate = December 14, 2006}}</ref>
[[Сурет:Sun920607.jpg|thumb|left|200px|Күн — әлемдегі негізгі тізбек жұлдыздарының маңызды біреуі]]
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 [[Масса]]сы, [[химия]]лық 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 [[гравитация]]сы 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 [[температура]]лық [[градиент]] өндіру алға шығып, жоғары айқындық басталады.

[[Сурет:HR-diag-w-text.svg|thumb|right|400px|Жұлдыздар өзгерісі сатысы]]

== 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]] [[атом]]дарын 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 [[конвекция]]ға арналады.<ref name=hansen_kawaler94>{{cite book
 | first=Carl J. | last=Hansen
 | coauthors=Kawaler, Steven D. | year=1994
 | title=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution | page=28 | publisher=Birkhäuser
 | isbn=0-387-94138-X }}</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 жұлдыз]]ға айналады.<ref name=rolfs_rodney88>{{cite book
 | first=Claus E. | last=Rolfs
 | coauthors=Rodney, William S. | year=1988
 | title=Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics
 | publisher=University of Chicago Press
 | isbn=0-226-72457-3 }}</ref><ref name=science295_5552>{{cite journal
 | last=Kroupa | first=Pavel
 | title=The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems
 | journal=Science | year=2002 | volume=295
 | issue=5552 | pages=82–91 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/295/5552/82
 | accessdate=2007-12-03 | doi=10.1126/science.1067524
 | pmid=11778039 }}</ref><ref name=romp69>{{cite journal
 | author=Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory
 | title=A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects
 | journal=Reviews of Modern Physics | year=1997
 | month=сәуір | volume=69 | issue=2 | pages=337–372
 | doi=10.1103/RevModPhys.69.337 | bibcode=1997RvMP...69..337A}}</ref>
* Массасы 10 күн массасынан артық емес жұлдыздар [[Алып қызыл жұлдыз]]ға айнаалды.<ref name=apj418>{{cite journal
 | last=Sackmann | first=I.-Juliana
 | coauthors=Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E.
 | title=Our Sun. III. Present and Future
 | journal=Astrophysical Journal | year=1993
 | month=қараша | volume=418 | pages=457–468
 | doi=10.1086/173407 | bibcode=1993ApJ...418..457S}}</ref><ref name=nature433>{{cite journal
 | author= Fynbo, Hans O. U. ''et al.''
 | title=Revised rates for the stellar triple-α process from measurement of 12C nuclear resonances
 | journal=Nature | year=2004 | volume=433 | pages=136–139
 | doi=10.1038/nature03219
 | pmid= 15650733
 | issue= 7022 }}</ref><ref name=sitko00>{{cite web
 | last=Sitko | first=Michael L. | date=2000-03-24
 | url=http://www.physics.uc.edu/~sitko/Spring00/4-Starevol/starevol.html
 | title=Stellar Structure and Evolution
 | publisher=University of Cincinnati
 | accessdate=2007-12-05
}}</ref><ref name=pmss_atoe>{{cite web
 | author=Staff | date=2006-10-12 | url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html
 | title=Post-Main Sequence Stars
 | publisher=Australia Telescope Outreach and Education
 | accessdate=2008-01-08 }}</ref>
* Массасы одан үлкен жұлдыз жарылып [[Ғаламатжұлдыз]]ға айналады, немесе тіке кеусеп [[Қара құрдым]]ға айналады.<ref name=aaas141>{{cite journal
 | author=Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. | title=Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M<sub>sun</sub>, and from Z=0.0004 to 0.03
 | journal=Astronomy and Astrophysics Supplement
 | year=2000 | volume=141
 | issue=3 | pages=371–383
 | doi=10.1051/aas:2000126
}}</ref><ref name=apj675_1>{{cite journal | author=Poelarends, A. J. T.; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A.
 | title=The Supernova Channel of Super-AGB Stars
 | journal=The Astrophysical Journal | year=2008
 | month=наурыз | volume=675 | issue=1 | pages=614–625
 | doi=10.1086/520872 }}</ref><ref name=science299_5603>{{cite journal
 | last=Krauss | first=Lawrence M.
 | coauthors=Chaboyer, Brian
 | title=Age Estimates of Globular Clusters in the Milky Way: Constraints on Cosmology
 | journal=Science
 | year=2003 | volume=299
 | issue=5603 | pages=65–69
 | doi= 10.1126/science.1075631
 | pmid=12511641 }}</ref>

== Дереккөздер ==
{{дереккөздер}}

[[Санат:Жұлдыздар]]
[[Санат:Шоқжұлдыздар]]
[[Санат:Астрономия]]
[[Санат:Галактикалар]]