Hertzsprung-Russell diyagramının anakolu, çoğu yıldızı üzerinde bulunduran bir eğridir. Bu eğri üzerindeki yıldızlar, anakol yıldızları veya cüce yıldızlar olarak bilinmektedirler.Yıldızların bu eğride toplanmasının nedeni, tayfsal tür ile aydınlatma gücünün hidrojen kaynaşması sürdüğü sürece yıldızın kütlesine bağıntılı olmasıdır. Neredeyse tüm yıldızlar, yaşamlarının önemli bir bölümünü bu biçimde geçirmektedirler.

PropertyValue
dbpedia-owl:abstract
  • La sequenza principale è una continua ed evidente banda di stelle che appare, disposta in senso pressoché diagonale, nel diagramma Hertzsprung-Russell, una rappresentazione grafica che mette in relazione la temperatura effettiva (riportata in ascissa) e la luminosità (riportata in ordinata) delle stelle. Le stelle che si addensano in questa fascia sono dette stelle di sequenza principale o "stelle nane", anche se quest'ultima designazione è caduta in disuso.Dopo essersi formata in una nube molecolare, la stella genera energia nel suo nucleo tramite le reazioni nucleari di fusione dell'idrogeno in elio. Durante questa lunga fase del suo ciclo vitale, la stella si pone all'interno della sequenza principale in una posizione che è determinata principalmente dalla sua massa, ma anche da altri fattori quali la sua composizione chimica. Tutte le stelle di sequenza principale si trovano in uno stato di equilibrio idrostatico, in cui la pressione termica e, nelle stelle massicce, la pressione di radiazione del nucleo, che puntano verso l'esterno, contrastano il naturale collasso gravitazionale degli strati della stella, che punta verso l'interno. A mantenere questo equilibrio contribuisce la forte dipendenza del tasso di creazione dell'energia dalla temperatura e dalla densità.L'energia prodotta nel nucleo viene trasportata attraverso gli strati superiori tramite irraggiamento o convezione, a seconda del gradiente di temperatura e dell'opacità; alla fine raggiunge la fotosfera, da cui è irradiata nello spazio sotto forma di energia radiante. Le stelle di sequenza principale con una massa superiore alle 1,5 masse solari (M☉) possiedono un nucleo convettivo, mentre fra il nucleo e la superficie l'energia viene trasportata per irraggiamento. Nelle stelle di massa compresa fra 1,5 M☉ e 0,5 M☉ avviene il contrario: esse possiedono un nucleo in cui la trasmissione dell'energia avviene per irraggiamento, mentre la convezione si innesca al di sopra del nucleo, in prossimità della superficie. Infine, le stelle di sequenza principale con massa inferiore a 0,5 M☉ hanno un interno completamente convettivo.Più la stella è massiccia, minore è il tempo in cui permane nella sequenza principale; questo perché, all'incrementare della massa, è necessario che i processi nucleari avvengano ad un ritmo superiore (e quindi anche più rapidamente) per contrastare la gravità della maggiore massa ed evitare il collasso. Dopo che il quantitativo di idrogeno nel nucleo si è completamente convertito in elio, la stella esce dalla sequenza principale, seguendo differenti "tragitti" a seconda della massa: le stelle con meno di 0,23 M☉ divengono direttamente delle nane bianche, mentre le stelle con masse maggiori passano per la fase di stella gigante o, a seconda della massa, supergigante, per poi arrivare, previa fenomeni più o meno violenti (come l'esplosione di una supernova), alla fase finale di stella degenere.La sequenza principale è talvolta suddivisa in due parti, una superiore e una inferiore, sulla base del processo prevalentemente utilizzato dalla stella nel produrre energia. La parte bassa della sequenza è occupata dalle stelle aventi una massa inferiore alle 1,5 M☉, le quali fondono l'idrogeno in elio sfruttando una sequenza di reazioni che prende il nome di catena protone-protone. Al di sopra di questa massa, nella sequenza principale superiore, la fusione dell'idrogeno in elio avviene sfruttando come catalizzatori gli atomi di carbonio, azoto e ossigeno, in un ciclo di reazioni noto come ciclo CNO.
  • Se denomina secuencia principal a la región del diagrama de Hertzsprung-Russell en la que se encuentran la mayor parte de las estrellas. Por esta razón, estas estrellas son llamadas de secuencia principal. Las estrellas más frías de esta banda o curva son las enanas rojas, de masa baja, mientras que las estrellas que se ubican hacia las altas temperaturas son las supermasivas gigantes azules. El diagrama H-R es un diagrama estadístico que muestra la temperatura efectiva de la estrellas en función de su luminosidad. Otras regiones del diagrama están ocupadas por estrellas gigantes de corta vida y evolución rápida o por enanas blancas muy estables.
  • In astronomy, the main sequence is a continuous and distinctive band of stars that appears on plots of stellar color versus brightness. These color-magnitude plots are known as Hertzsprung–Russell diagrams after their co-developers, Ejnar Hertzsprung and Henry Norris Russell. Stars on this band are known as main-sequence stars or "dwarf" stars.After a star has formed, it generates thermal energy in the dense core region through the nuclear fusion of hydrogen atoms into helium. During this stage of the star's lifetime, it is located along the main sequence at a position determined primarily by its mass, but also based upon its chemical composition and other factors. All main-sequence stars are in hydrostatic equilibrium, where outward thermal pressure from the hot core is balanced by the inward gravitational pressure from the overlying layers. The strong dependence of the rate of energy generation in the core on the temperature and pressure helps to sustain this balance. Energy generated at the core makes its way to the surface and is radiated away at the photosphere. The energy is carried by either radiation or convection, with the latter occurring in regions with steeper temperature gradients, higher opacity or both.The main sequence is sometimes divided into upper and lower parts, based on the dominant process that a star uses to generate energy. Stars below about 1.5 times the mass of the Sun (or 1.5 solar masses) primarily fuse hydrogen atoms together in a series of stages to form helium, a sequence called the proton–proton chain. Above this mass, in the upper main sequence, the nuclear fusion process mainly uses atoms of carbon, nitrogen and oxygen as intermediaries in the CNO cycle that produces helium from hydrogen atoms. Main-sequence stars with more than two solar masses undergo convection in their core regions, which acts to stir up the newly created helium and maintain the proportion of fuel needed for fusion to occur. Below this mass, stars have cores that are entirely radiative with convective zones near the surface. With decreasing stellar mass, the proportion of the star forming a convective envelope steadily increases, while main-sequence stars below 0.4 solar masses undergo convection throughout their mass. When core convection does not occur, a helium-rich core develops surrounded by an outer layer of hydrogen.In general, the more massive a star is, the shorter its lifespan on the main sequence. After the hydrogen fuel at the core has been consumed, the star evolves away from the main sequence on the HR diagram. The behavior of a star now depends on its mass, with stars below 0.23 solar masses becoming white dwarfs directly, while stars with up to ten solar masses pass through a red giant stage. More massive stars can explode as a supernova, or collapse directly into a black hole.
  • 주계열성(主系列星, main sequence star) 또는 난쟁이별 또는 왜성(矮星, dwarf star)은 크기와 질량이 중간 정도인 대부분의 항성의 일생에서 가장 긴 시간을 차지하는 진화 단계를 부르는 말이다. 이 시기의 항성은 수소핵융합으로 헬륨과 에너지를 만들어낸다. 인간으로 치면 청장년기에 해당한다. 주계열성은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 무리를 지으면서 표를 대각선으로 가로지른다.항성은 탄생과 함께 중심부에서 수소를 태워 핵융합 작용을 일으켜 헬륨으로 치환하기 시작한다. 항성들은 이와 같은 수소 연소 작용 기간 동안 헤르츠스프룽-러셀 도표 위의 한 점에 위치하게 되며, 초기 질량에 따라 각기 다른 좌표 위에 위치하게 된다. 그러나 초기 질량 외에 항성을 구성하는 물질의 화학적 조성 및 다른 요인에 의해서도 좌표의 위치는 바뀔 수 있다. 중심부에 있던 수소를 헬륨으로 다 태우고 나면 항성은 주계열성 단계에서 이탈하여 죽어가기 시작한다. 보통 질량이 큰 별일수록 주계열 단계에서 빠르게 벗어나며, 질량이 작은 별은 더 긴 시간 동안 머무른다.주계열성들은 에너지를 생산하기 위해 사용하는 내부 핵융합 작용의 성질에 따라 크게 질량이 큰 무리와 작은 무리로 나눌 수 있는데, 그 기준점은 태양 질량의 1.5배이다. 태양 질량 1.5배 아래의 주계열성은 중심핵에서 양성자-양성자 연쇄 반응 과정을 통해 수소를 헬륨으로 바꾼다. 1.5배 이상의 무거운 별은 수소를 헬륨으로 만드는 과정에서 탄소, 질소, 산소 원자들을 중간 매개체로 활용하는 CNO 순환을 일으킨다.항성의 중심핵에서 표면까지는 온도 그래디언트가 형성되어 있기 때문에, 중심부에서 생산된 에너지는 항성의 여러 층을 통과하여, 광구에서 우주 공간으로 발산된다. 이러한 에너지를 바깥으로 옮기는데는 별들의 자체적인 물리적 요건에 따라, 복사와 대류의 두 가지 방법이 사용된다. 대류는 주로 항성 내부층 사이 온도 차이가 크거나, 불투명도가 높거나, 아니면 두 경우 다 해당될 때 일어난다. 대류 작용은 중심핵에 쌓이는 헬륨의 찌꺼기를 잘 섞는 역할을 하며, 이를 통해 핵융합 작용에 필요한 수소 연료의 비율을 지속적으로 유지시키는 역할을 담당한다.
  • Deret utama dari diagram Hertzsprung-Russell adalah suatu kurva yang membentang dari kiri atas ke kanan bawah diagram dimana kebanyakan bintang berlokasi. Bintang-bintang pada jalur ini dikenal sebagai bintang deret utama atau bintang katai. Semua bintang ini sedang "membakar" hidrogennya menjadi sampah helium di intinya. Hampir 90% usia bintang berada pada tahap ini yang menyebabkan tingginya populasi bintang di deret utama. Untuk satu kelas spektrum tertentu, bintang-bintang ini akan memiliki massa dan luminositas yang hampir sama, karena memiliki struktur bagian dalam yang hampir identik.Deret utama dapat diinterpretasikan bahwa bagi kebanyakan bintang, makin tinggi suhu permukaannya makin terang cahayanya dan makin masif bintang itu.
  • Hertzsprung-Russell diyagramının anakolu, çoğu yıldızı üzerinde bulunduran bir eğridir. Bu eğri üzerindeki yıldızlar, anakol yıldızları veya cüce yıldızlar olarak bilinmektedirler.Yıldızların bu eğride toplanmasının nedeni, tayfsal tür ile aydınlatma gücünün hidrojen kaynaşması sürdüğü sürece yıldızın kütlesine bağıntılı olmasıdır. Neredeyse tüm yıldızlar, yaşamlarının önemli bir bölümünü bu biçimde geçirmektedirler.
  • De hoofdreeks is een band in het Hertzsprung-Russelldiagram waarin de sterren voorkomen die hun energie ontlenen aan de fusie van waterstof tot helium in hun centrum. In de hoofdreeks is er een duidelijk verband tussen de massa van een ster en zijn lichtkracht (de massa-lichtkrachtrelatie), evenals tussen zijn effectieve temperatuur of spectraalklasse en zijn lichtkracht. Zware hoofdreekssterren zijn heter en branden feller, lichte sterren zijn koeler. Onze zon is een middelgrote hoofdreeksster, een gele dwerg.Witte dwergen en rode reuzen vallen buiten de hoofdreeks.
  • 主系列星(しゅけいれつせい)とは、HR図上で、左上(明るく高温)から図の右下(暗く低温)に延びる線である主系列 (Main Sequence) に位置する恒星をいう。
  • Die Hauptreihe wird in der Astronomie durch die Sterne gebildet, die ihre Strahlungsenergie durch Wasserstoffbrennen im Kern freisetzen. Der Name kommt daher, dass die Mehrheit aller beobachteten Sterne solche Sterne sind und im Hertzsprung-Russell- (HR-) und ähnlichen Diagrammen eine dicht bevölkerte Linie bilden. Ein Stern verbleibt während der längsten Zeit seiner Entwicklung auf der Hauptreihe. Zu Beginn des Wasserstoffbrennens befindet sich der Stern auf der Nullalter-Hauptreihe (zero age main sequence, ZAMS) und wandert im Laufe des Wasserstoffbrennens zur Endalter-Hauptreihe (terminal age main sequence, TAMS), die er bei Erschöpfung des Wasserstoffvorrates im Kern mit zunehmender Entwicklungsgeschwindigkeit verlässt. Die Hauptreihe bildet den Bezug für die Einteilung der Sterne in Leuchtkraftklassen.
  • Ciąg główny – pas przebiegający wzdłuż krzywej na diagramie Hertzsprunga-Russella, w którym zgrupowana jest większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej położone nazywa się gwiazdami ciągu głównego lub karłami. Najpospolitsze z nich, a zarazem najchłodniejsze są czerwone karły.Będąc na etapie ciągu głównego gwiazdy wypromieniowują energię z syntezy wodoru w hel w swoich wnętrzach. Proces ten jest bardzo wydajny energetycznie, wobec czego większość swojego życia gwiazdy spędzają właśnie na tym etapie. Ciąg główny nie jest wąską linią na diagramie, ma rozmyty charakter. Jest wiele powodów tego rozmycia, ale jednym z zasadniczych jest fakt, że masa gwiazdy nie jest jedynym parametrem determinującym ewolucję gwiazdy. Innymi parametrami są: pole magnetyczne, prędkość obrotowa gwiazdy, a przede wszystkim skład chemiczny (chodzi tu o zawartość cięższych pierwiastków, określanych w astronomii mianem metali).Astronomowie często odnoszą rozważania do ciągu głównego wieku zerowego (ZAMS, ang. Zero Age Main Sequence). Jest to linia otrzymywana z symulacji numerycznych dla gwiazdy, gdy zaczyna ona proces spalania wodoru.Słońce jest gwiazdą ciągu głównego już od około 5 miliardów lat i będzie na nim przebywać jeszcze drugie tyle. Gdy wodór w jądrze zostanie wypalony, gwiazda powiększy się i stanie się na pewien czas czerwonym olbrzymem.
  • Em astronomia, a sequência principal é uma curva no diagrama de Hertzsprung-Russell, mais exatamente uma faixa, onde a maior parte das estrelas estão localizadas. Estrelas localizadas nesta faixa são chamadas de estrelas de sequência principal. As mais frias são chamadas de anãs vermelhas.Estrelas na sequência principal são aquelas que estão gerando luz e calor da queima de hidrogênio em hélio através de fusão nuclear em seu núcleo. O Sol, juntamente com a maior parte das estrelas visíveis a olho nu, está na sequência principal. Um estrela entra na sequência principal, saindo da fase de proto-estrela, assim que a temperatura de seu núcleo atinge um valor suficiente para iniciar a fusão de hidrogênio em hélio e permanecerá nela até que esta fase se esgote e passe para a fase de subgigante ou gigantes vermelhas.A posição e o tempo que uma estrela permanecerá na sequência principal dependem criticamente de sua massa. As estrelas de maior massa, as quente e azuis das classes estelares O e B queimam rapidamente seu estoque de hidrogênio e portanto permanecem na sequência principal por pouco tempo, de onde saem para a fase de gigantes vermelhas.Estrelas menos maciças e mais frias, que queimam hidrogênio, como as anãs vermelhas, aparecem no canto inferior da sequência principal e permanecem lá por centenas de bilhões de anos.
  • Главная последовательность — область на диаграмме Герцшпрунга—Рассела, содержащая звёзды, источником энергии которых является термоядерная реакция синтеза гелия из водорода.Главная последовательность расположена в окрестностях диагонали диаграммы Герцшпрунга—Рассела и проходит из верхнего левого угла (высокие светимости, ранние спектральные классы) в правый нижний угол (низкие светимости, поздние спектральные классы) диаграммы. Звёзды главной последовательности имеют одинаковый источник энергии («горение» водорода, в первую очередь, CNO-цикл), в связи с чем их светимость и температура (спектральный класс) определяются их массой:L=M3,9;где светимость L и масса M измеряются в единицах солнечной светимости и массы, соответственно. Поэтому начало левой части главной последовательности представлено голубыми звёздами с массами ~50 солнечных, а конец правой — красными карликами с массами ~0,0767 солнечных.Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90 % времени эволюции большинства звёзд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звёзд или чёрных дыр.Участок главной последовательности звёздных скоплений является индикатором их возраста: так как темпы эволюции звёзд пропорциональны их массе, то для скоплений существует «левая» точка обрыва главной последовательности в области высоких светимостей и ранних спектральных классов, зависящая от возраста скопления, поскольку звёзды с массой, превышающий некий предел, заданный возрастом скопления, ушли с главной последовательности (см. рис., чётко видна точка ухода с главной последовательности на ветвь красных гигантов).
dbpedia-owl:thumbnail
dbpedia-owl:wikiPageExternalLink
dbpedia-owl:wikiPageID
  • 20268 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageLength
  • 59066 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageOutDegree
  • 150 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageRevisionID
  • 107600568 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageWikiLink
prop-fr:année
  • 1913 (xsd:integer)
  • 1969 (xsd:integer)
  • 1983 (xsd:integer)
  • 1988 (xsd:integer)
  • 1995 (xsd:integer)
  • 1997 (xsd:integer)
  • 2000 (xsd:integer)
  • 2002 (xsd:integer)
  • 2003 (xsd:integer)
  • 2004 (xsd:integer)
prop-fr:auteur
  • Jerome James Brainerd
  • Mitchell Charity
prop-fr:colonnes
  • 2 (xsd:integer)
prop-fr:consultéLe
  • 2010-03-04 (xsd:date)
  • 2010-03-08 (xsd:date)
  • 2010-03-09 (xsd:date)
prop-fr:date
  • 2001-06-04 (xsd:date)
  • 2005-02-16 (xsd:date)
prop-fr:doi
  • 10.110300 (xsd:double)
  • 10.112600 (xsd:double)
prop-fr:float
  • center
prop-fr:groupe
  • "note"
prop-fr:id
  • brainerd
prop-fr:isbn
  • 0 (xsd:integer)
  • 3 (xsd:integer)
prop-fr:jour
  • 4 (xsd:integer)
prop-fr:langue
  • en
prop-fr:lienAuteur
  • Henry Norris Russell
prop-fr:lienPériodique
  • Reviews of Modern Physics
  • Science
prop-fr:lienÉditeur
  • CRC Press
  • Cambridge University Press
  • Springer Verlag
  • University of Chicago Press
prop-fr:mois
  • avril
  • janvier
prop-fr:nom
  • Adams
  • Brown
  • Clayton
  • Pais
  • Rodney
  • Russell
  • Gilmore
  • Karttunen
  • Kroupa
  • Laughlin
  • Pippard
  • Prialnik
  • Rolfs
  • Unsöld
prop-fr:numéro
  • 2 (xsd:integer)
  • 5552 (xsd:integer)
  • 5697 (xsd:integer)
prop-fr:pages
  • 82 (xsd:integer)
  • 324 (xsd:integer)
  • 337 (xsd:integer)
  • 1915 (xsd:integer)
prop-fr:passage
  • 268 (xsd:integer)
prop-fr:pmid
  • 15218132 (xsd:integer)
prop-fr:prénom
  • Abraham
  • Gregory
  • Pavel
  • William S.
  • Albrecht
  • Gerry
  • A. B.
  • Claus E.
  • Dina
  • Donald D.
  • Fred C.
  • H. N.
  • Hannu
  • Laurie M.
prop-fr:périodique
  • Reviews of Modern Physics
  • Science
  • The Observatory
prop-fr:résumé
prop-fr:scale
  • 400 (xsd:integer)
prop-fr:text
prop-fr:titre
  • "Giant" and "dwarf" stars
  • A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects
  • Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics
  • Fundamental Astronomy
  • Main-Sequence Stars
  • The New Cosmos
  • The Short Spectacular Life of a Superstar
  • Twentieth Century Physics
  • What color are the stars?
  • Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis
  • An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution
  • The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems
prop-fr:url
prop-fr:urlTexte
prop-fr:volume
  • 36 (xsd:integer)
  • 69 (xsd:integer)
  • 295 (xsd:integer)
  • 304 (xsd:integer)
prop-fr:width
  • 400 (xsd:integer)
prop-fr:wikiPageUsesTemplate
prop-fr:x
  • 0.020000 (xsd:double)
  • 0.030000 (xsd:double)
  • 0.050000 (xsd:double)
  • 0.200000 (xsd:double)
  • 0.250000 (xsd:double)
  • 0.300000 (xsd:double)
  • 0.400000 (xsd:double)
  • 0.450000 (xsd:double)
  • 0.470000 (xsd:double)
  • 0.500000 (xsd:double)
  • 0.520000 (xsd:double)
  • 0.670000 (xsd:double)
  • 0.820000 (xsd:double)
  • 0.850000 (xsd:double)
prop-fr:y
  • 0.198000 (xsd:double)
  • 0.280000 (xsd:double)
  • 0.350000 (xsd:double)
  • 0.430000 (xsd:double)
  • 0.480000 (xsd:double)
  • 0.550000 (xsd:double)
  • 0.575000 (xsd:double)
  • 0.600000 (xsd:double)
  • 0.625000 (xsd:double)
  • 0.650000 (xsd:double)
  • 0.690000 (xsd:double)
  • 0.700000 (xsd:double)
  • 0.770000 (xsd:double)
  • 0.810000 (xsd:double)
  • 0.930000 (xsd:double)
  • 1 (xsd:integer)
  • 1.100000 (xsd:double)
prop-fr:éditeur
  • CRC Press
  • Cambridge University Press
  • Springer
  • Springer Verlag
  • University of Chicago Press
  • The Astrophysics Spectator
  • Vendian Systems
dcterms:subject
rdfs:comment
  • Hertzsprung-Russell diyagramının anakolu, çoğu yıldızı üzerinde bulunduran bir eğridir. Bu eğri üzerindeki yıldızlar, anakol yıldızları veya cüce yıldızlar olarak bilinmektedirler.Yıldızların bu eğride toplanmasının nedeni, tayfsal tür ile aydınlatma gücünün hidrojen kaynaşması sürdüğü sürece yıldızın kütlesine bağıntılı olmasıdır. Neredeyse tüm yıldızlar, yaşamlarının önemli bir bölümünü bu biçimde geçirmektedirler.
  • 主系列星(しゅけいれつせい)とは、HR図上で、左上(明るく高温)から図の右下(暗く低温)に延びる線である主系列 (Main Sequence) に位置する恒星をいう。
  • 주계열성(主系列星, main sequence star) 또는 난쟁이별 또는 왜성(矮星, dwarf star)은 크기와 질량이 중간 정도인 대부분의 항성의 일생에서 가장 긴 시간을 차지하는 진화 단계를 부르는 말이다. 이 시기의 항성은 수소핵융합으로 헬륨과 에너지를 만들어낸다. 인간으로 치면 청장년기에 해당한다. 주계열성은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 무리를 지으면서 표를 대각선으로 가로지른다.항성은 탄생과 함께 중심부에서 수소를 태워 핵융합 작용을 일으켜 헬륨으로 치환하기 시작한다. 항성들은 이와 같은 수소 연소 작용 기간 동안 헤르츠스프룽-러셀 도표 위의 한 점에 위치하게 되며, 초기 질량에 따라 각기 다른 좌표 위에 위치하게 된다. 그러나 초기 질량 외에 항성을 구성하는 물질의 화학적 조성 및 다른 요인에 의해서도 좌표의 위치는 바뀔 수 있다. 중심부에 있던 수소를 헬륨으로 다 태우고 나면 항성은 주계열성 단계에서 이탈하여 죽어가기 시작한다.
  • Ciąg główny – pas przebiegający wzdłuż krzywej na diagramie Hertzsprunga-Russella, w którym zgrupowana jest większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej położone nazywa się gwiazdami ciągu głównego lub karłami. Najpospolitsze z nich, a zarazem najchłodniejsze są czerwone karły.Będąc na etapie ciągu głównego gwiazdy wypromieniowują energię z syntezy wodoru w hel w swoich wnętrzach.
  • Se denomina secuencia principal a la región del diagrama de Hertzsprung-Russell en la que se encuentran la mayor parte de las estrellas. Por esta razón, estas estrellas son llamadas de secuencia principal. Las estrellas más frías de esta banda o curva son las enanas rojas, de masa baja, mientras que las estrellas que se ubican hacia las altas temperaturas son las supermasivas gigantes azules.
  • Em astronomia, a sequência principal é uma curva no diagrama de Hertzsprung-Russell, mais exatamente uma faixa, onde a maior parte das estrelas estão localizadas. Estrelas localizadas nesta faixa são chamadas de estrelas de sequência principal. As mais frias são chamadas de anãs vermelhas.Estrelas na sequência principal são aquelas que estão gerando luz e calor da queima de hidrogênio em hélio através de fusão nuclear em seu núcleo.
  • La sequenza principale è una continua ed evidente banda di stelle che appare, disposta in senso pressoché diagonale, nel diagramma Hertzsprung-Russell, una rappresentazione grafica che mette in relazione la temperatura effettiva (riportata in ascissa) e la luminosità (riportata in ordinata) delle stelle.
  • In astronomy, the main sequence is a continuous and distinctive band of stars that appears on plots of stellar color versus brightness. These color-magnitude plots are known as Hertzsprung–Russell diagrams after their co-developers, Ejnar Hertzsprung and Henry Norris Russell. Stars on this band are known as main-sequence stars or "dwarf" stars.After a star has formed, it generates thermal energy in the dense core region through the nuclear fusion of hydrogen atoms into helium.
  • Главная последовательность — область на диаграмме Герцшпрунга—Рассела, содержащая звёзды, источником энергии которых является термоядерная реакция синтеза гелия из водорода.Главная последовательность расположена в окрестностях диагонали диаграммы Герцшпрунга—Рассела и проходит из верхнего левого угла (высокие светимости, ранние спектральные классы) в правый нижний угол (низкие светимости, поздние спектральные классы) диаграммы.
  • Die Hauptreihe wird in der Astronomie durch die Sterne gebildet, die ihre Strahlungsenergie durch Wasserstoffbrennen im Kern freisetzen. Der Name kommt daher, dass die Mehrheit aller beobachteten Sterne solche Sterne sind und im Hertzsprung-Russell- (HR-) und ähnlichen Diagrammen eine dicht bevölkerte Linie bilden. Ein Stern verbleibt während der längsten Zeit seiner Entwicklung auf der Hauptreihe.
  • De hoofdreeks is een band in het Hertzsprung-Russelldiagram waarin de sterren voorkomen die hun energie ontlenen aan de fusie van waterstof tot helium in hun centrum. In de hoofdreeks is er een duidelijk verband tussen de massa van een ster en zijn lichtkracht (de massa-lichtkrachtrelatie), evenals tussen zijn effectieve temperatuur of spectraalklasse en zijn lichtkracht. Zware hoofdreekssterren zijn heter en branden feller, lichte sterren zijn koeler.
  • Deret utama dari diagram Hertzsprung-Russell adalah suatu kurva yang membentang dari kiri atas ke kanan bawah diagram dimana kebanyakan bintang berlokasi. Bintang-bintang pada jalur ini dikenal sebagai bintang deret utama atau bintang katai. Semua bintang ini sedang "membakar" hidrogennya menjadi sampah helium di intinya. Hampir 90% usia bintang berada pada tahap ini yang menyebabkan tingginya populasi bintang di deret utama.
rdfs:label
  • Séquence principale
  • Главная последовательность
  • Anakol
  • Ciąg główny
  • Deret utama
  • Hauptreihe
  • Hlavní posloupnost
  • Hoofdreeks
  • Main sequence
  • Secuencia principal
  • Sequenza principale
  • Sequência principal
  • Seqüència principal
  • Главна последователност
  • 主系列星
  • 주계열성
owl:sameAs
http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
foaf:depiction
foaf:isPrimaryTopicOf
is dbpedia-owl:wikiPageRedirects of
is dbpedia-owl:wikiPageWikiLink of
is prop-fr:text of
is foaf:primaryTopic of