Galvenās virknes zvaigznes ir visizplatītākais veids Visumā. Galvenās virknes zvaigznes ir stabila. Tie savieno ūdeņraža kodus kopā, lai veidotu hēlija kodolus, atbrīvojot enerģiju un izstaro gaismu.
Galvenā kārtas zvaigzne ir zvaigzne tās dzīves cikla stabilajā daļā. Tās ir Visbiežāk sastopamā zvaigzne. Mūsu zvaigzne, Saule, atrodas galvenajā secības fāzē. Tas ir aptuveni pusceļā šajā posmā, un galu galā kļūs par sarkano milzu apmēram piecus miljardus gadu.
Visi galvenie secību zvaigznes atrodas līdzsvarā, kas nozīmē, ka kodolsintēzes reakciju izraisītais ārējais spiediens ir līdzsvarots ar smaguma spēku, kas velk zvaigžņu kopā. Galvenās kārtas zvaigzne spiediens un temperatūra palielinās, kad jūs tuvojieties tās centram. Laika ilgums, ko zvaigzne pavada šajā dzīves posmā, ir atkarīgs no tā, cik daudz zvaigznes ir. Counterintuitively, masveida zvaigznes ir īsāks mūžs nekā mazākās zvaigznes. Lielas, masveida zvaigznes izmanto savu kodoldegvielu daudz ātrāk nekā mazākās zvaigznes. Zvaigznes var būt lieluma diapazonā no apmēram desmitdaļas no mūsu saules lieluma līdz pat simtiem reižu lielākas. Zvaigznes krāsa arī mainās atkarībā no tā lieluma. Lielākas zvaigznes ir karstākas un izstaro vairāk zilas gaismas; mazākās zvaigznes ir mazākas un izstaro vairāk sarkanas gaismas.
Galvenais secības posms notiek pēc zvaigžņu miglāja sabrukšanas smaguma spēka dēļ. Kad miglājs sabrūk, iekšējā temperatūra palielinās. Ja jaunizveidotā protostāras kodols sasniedz noteiktu temperatūru, sākas kodolsintēze. Kodolsintēze ir kodolreakcija, kas atbrīvo enerģiju, apvienojot mazus, vieglākus kodolus lielākā, smagākajā kodolā. Šis process atbrīvo enerģijas fotonus. Šie fotoni tiek uzsūkti un reabsorbēti vairākas reizes, pirms atstāj zvaigznīti. Atbrīvojamo enerģijas daudzumu var aprēķināt, izmantojot Einšteina slaveno vienādojumu, E = mc 2 , kur E ir enerģijas daudzums, m ir masas izmaiņas un c ir gaismas ātrums.
Lielākā daļa galveno secību zvaigznes gandrīz pilnībā sastāv no ūdeņraža un hēlija. Dažas no tām ir nelielas procentuālās daļas no smagākiem elementiem, piemēram, oglekļa vai skābekļa. Zinātnieki var analizēt galvenās kodola zvaigznes sastāvu, pētot izstaroto gaismu.
(zvaigzne ar līdzīgu masu mūsu saulei)
Galvenās secības zvaigzne ir zvaigzne, kas atrodas ilgtspējīgākajā un stabilākajā savas dzīves posmā. Šajā posmā zvaigzne fuzē ūdeņraža atomiņu kodolu, ražojot gaismu un siltumu.
Galvenās secības zvaigznes veidojas, kad gāzes un putekļu mākoņi pakļaujas gravitācijai, uzsilst un sāk fuzēt ūdeņraža atomiņus kodolos. Šis process iezīmē zvaigznes galvenās secības sākumu.
Galvenās secības zvaigznes ir svarīgas, jo tās veido aptuveni 90 % no visām zvaigznēm Visumā. To pētīšana palīdz astronomiem saprast, kā zvaigznes dzīvo, attīstās un ietekmē savas galaktikas.
Galvenā atšķirība ir to dzīves posmā: galvenās secības zvaigznes vēl turpina fuzēt ūdeņraža kodolos, bet sarkanās milženes ir jau izmantojušas lielāko daļu ūdeņraža un ir paplašējušās un atdzisušas, fuzējot heliju un smagākos elementus.
Galvenās secības zvaigžņu piemēri ir mūsu Saule, Sirijs un Alfa Centauri A. Šīs zvaigznes visas aktīvi fuzē ūdeņradi savos kodolos.