赫罗图上的主序星[color=rgba(0, 0, 0, 0.3)]
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韦伯望远镜 [color=rgba(0, 0, 0, 0.3)]2022-09-15 18:00
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主序星是指进入相对稳定时期的恒星，绝大多数都分布在赫罗图（下图）上从左上角到右下角的狭窄带内，形成一个明显的序列，从O到M型都有，光度随表面温度的增高而增大，质量可相当于太阳质量的百分之几到几十倍。
主序星，是位于主星序的恒星。在赫罗图上，恒星的分布不是随机的，而是集中在几个区域内。最显眼的是自左上角到右下角沿对角线的一条窄带，大多数恒星，包括太阳都在从左上至右下的这一条对角线上，这条对角线被称为主星序，处于一生中的氢燃烧阶段。当氢燃烧完后，就会开始氦燃烧，膨胀成红巨星。太阳系的主星太阳就是一颗主序星。
原恒星诞生后，会逐渐成长为主序前星。当主序前星的内部温度升高到1500万℃时，氢聚变为氦的热核反应就开始全面发生。当热核反应产生的巨大辐射能使恒星内部的辐射压力和气体压力增高到足以与引力抗衡时，恒星就不再收缩，从而成为青壮年时期的主序星。
主序星之所以能够长期燃烧，是因为其内部储存着充足的燃料——氢。恒星一生的大部分时间都停留在主序星阶段，主序星阶段停留时间的长短与恒星的质量大小有关。质量大的恒星在主序星阶段的时间比较短，因为它燃烧剧烈，燃料消耗得快，但最短的也有几百万年。 质量较小的恒星，热核反应速度比较慢，因而它稳定在主序星阶段的时间就比较长，最长的可达10万亿年。太阳属于中等质量的恒星，目前，它正处在主序星这个稳定阶段，这个阶段的时间可长达100亿年。目前，太阳已经稳定地燃烧50亿年了。主序带是赫罗图上位于对角在线的曲线，绝大部分的恒星都坐落在这个范围上，在这个区域内的恒星被称为主序星或矮星，其中则以红矮星的温度最低。这条线是非常明显的，因为只要氢核聚变持续在进行，恒星光谱类型与亮度都与恒星的质量有直接的关联，而且恒星的一生也几乎都花费在这个阶段上。 但是，即使在理想的观测下，主序带还是会有些模糊不清，因为质量不是恒星唯一的参数，化学组成和&mdash相关的—演化状况也会略为改变恒星在主序带上的位置。明确的说，有些金属贫乏的恒星(次矮星)，位置就在主序带的下方，一样进行著氢的核聚变，但在主序带的下端就会因为化学组成而造成混淆不清的状况。
天文学家有时会提到“零龄主序带”(ZAMS)，这是由电脑计算所得的曲线，标示的是恒星开始氢的核聚变时，他的亮度与表面温度，而典型的恒星会随著年龄由这点开始增加表面温度与亮度。当恒星诞生时会进入主序带，濒临死亡前就会离开主序带。
下面是主序带上恒星的典型数值：
光度(L)，半径 (R)，和质量 (M) 都是相对于以太阳的比较值，正确的数值可以有20-30%的变化量。恒星分类字段的颜色只是近似摄影所得到的颜色。 注：O0型恒星并不存在，只是估计的数值
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发表于 2022-9-15 23:56
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