Asosiy ketma-ketlikdagi yulduz

Yulduzdan asosiy ketma-ketlik eng yosh yulduzlar turi boʻlib, protoyulduzlardan farqli oʻlaroq, optik diapazonda allaqachon koʻrinib turadi. Bu yulduzlarda keyinchalik termoyadroviy reaktsiyalar boʻlishi mumkin, butun energiyani qoplovchi energiya ajratolmagani uchun maʼlum muddatdan soʻng soʻnadi. Isitishning asosiy manbai bu kabi yulduzlarning oʻz tortishish kuchi tufayli siqilishi boʻlib, bu ularni Asosiy ketma-ketlik yulduzlardan ajratib turadi. Bu yulduzlar yuqori yorugʻlik (katta oʻlchamlari tufayli) va past haroratga ega, shuning uchun ular yuqori oʻng qismdagi Gertzsprung-Russell diagrammasida joylashgan. Vaqt oʻtishi bilan ular hajmi kamayadi va qiziydi, asosiy ketma-ketlikka kirishdan oldin diagramma boʻylab pastga va chapga siljiydi. Asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlarga misol T-Tauri yulduzlari hisoblanadi.

Taʼrifi 
Terminologiyaga koʻra, asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlarni protoyulduz bosqichining yakuniy qismi va protoyulduz bilan yulduzlar evolyutsiyasining alohida bosqichi sifatida koʻrib chiqish mumkin. Asosiy ketma-ketlik asosiy ketma-ketlik]] bosqichlari. Asosiy ketma-ketlik bosqichi yulduz oʻzining gaz va chang qobigʻini yoʻqotganda boshlanadi (garchi akkretsiya diski qolishi mumkin) va optik diapazonda koʻrinadigan boʻladi, lekin baʼzida boshlanish yulduzning deyteriy tugashi lahzasi sifatida belgilanadi, bu birinchi fusion| termoyadro reaksiyalarida deyteriy yadrosi yonishi isteʼmol qilingan. Siqilish toʻxtab, termoyadro reaksiyalarining kuchi yulduzning yorqinligi bilan taqqoslanadigan moment bu bosqichning oxiri va asosiy ketma-ketlikka oʻtish hisoblanadi. protoyulduzlar tasnifida asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlar II va III sinflarga toʻgʻri keladi.

Xususiyatlari

Jismoniy xususiyatlari 
Yulduzlarning asosiy ketma-ketlikgacha boʻlgan evolyutsion izlari (koʻk) va ularning izoxronlari (turli ranglar bilan belgilangan).
Asosiy ketma-ketlikdan oldingi yulduzlarning xususiyatlari ularning massalari va yoshiga qarab farq qiladi. Har qanday holatda ham, bu yulduzlar past haroratga ega — eng sovuq uchun u 650 K boʻlishi mumkin va oxir-oqibat yulduz asosiy ketma-ketlikda boʻladigan haroratgacha koʻtariladi. Shu bilan birga, bu yulduzlarning yorqinligi Asosiy ketma-ketlik yulduzlarinikidan katta oʻlchamlari tufayli kattaroqdir, shuning uchun asosiy ketma-ketlikdan oldingi yulduzlar Hertzsprung-Russell diagrammasi. Bunday yulduzlar uchun asosiy energiya manbai gravitatsion siqilishdir, lekin ularda termoyadro reaksiyalari sodir boʻlishi mumkin — yadrolarning birinchi boʻlib litiy, beriliy va borning oʻzgarishi., keyin esa geliy yadrolarida. Asosiy ketma-ketlikdan oldingi yulduzlarning Spektrlari ham xususiyatlarga ega: masalan, ayrim hollarda Emissiya chiziqlari va akcretion disk mavjudligi [[infraqizil] ga olib kelishi mumkin. ortiqcha|infraqizil ortiqcha]].
Asosiy ketma-ketlikdan oldingi yulduzlar, boshqa tasniflash tamoyillariga koʻra, yulduzlarning boshqa sinflariga tegishli boʻlishi mumkin.

Evolyutsiyasi 
Protostarsda boʻlgani kabi, asosiy ketma-ketlikdan oldingi yulduzlarda energiya birinchi navbatda tortishish qisqarishi natijasida tarqaladi, shuning uchun yulduz bu bosqichda siqiladi va isitiladi. Bu jarayon yadrodagi harorat va bosim eng yuqori darajaga yetganda toʻxtaydi, yadroda kechayotgan termoyadroviy reaktsiyalar kuchi yulduzning yorqinligiga teng boʻladi va shu nuqtada yulduz ichiga kiradi. Bu qisqarishning davomiyligi Issiqlik vaqt shkalasi bilan belgilanadi, bu yulduzning ishlash muddatidan ancha qisqa. Yuqori massiv yulduzlar uchun  yil, eng kichik massasi uchun esa  yil davom etadi. Quyosh uchun asosiy ketma-ketlik bosqichi 30 million yil davom etdi. Yulduzlar qayerda, qanday va qay holatda hosil boʻlishini muallif Surdin V. G., Lamzin S. kabi olimlarning ilmiy tadqiqotlarida ko'rishimiz mumkin. Juliana Sakmann, Arnold I. Boothroyd, Ketlin E. Kraemer. Bundan tashqari, asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlarning Protoplanetar disklari sayyora tizimlariga aylanadi. Ushbu bosqichda toʻplanish tez qisqarishga qaraganda ancha sekinroq boʻlsa ham sodir boʻladi.
Hertzsprung-Russell Plotda bu yulduzlar pastga va chapga asosiy ketma-ketlik tomon harakatlanmoqda. Bundan tashqari, agar yulduz toʻliq konvektiv boʻlib, bu uning massasiga bogʻliq boʻlsa, u holda siqilish paytida uning harorati oʻzgarmaydi va Hayashi Track boʻylab vertikal ravishda pastga siljiydi. Agarda u oʻz massasiga bogʻliq boʻlsa, siqilishi, yuqori harorati, yorqinligi kam oʻzgaradi va yulduz diagrammada chapga — Henya Track harakatlanadi. Massalari 0,3-0,5dan 0,7-0,9gacha boʻlgan yulduzlar qisqarish vaqtida toʻliq konvektiv boʻlishni toʻxtatadi va birinchi navbatda radial boʻylab harakatlanadilar. Xayashi yoʻli, keyin ular Heni yoʻli boʻylab harakatlanadilar. Massasi 0,3-0,5dan kam boʻlgan yulduzlar Xayashi yoʻli boʻylab asosiy ketma-ketlikka, massiv 0,3-0,5dan kattaroq yulduzlar esa faqat boʻylab harakatlanadi. Henya treki . Massalari 0,07-0,08dan kam boʻlgan jismlar uchun sintez hech qachon yagona energiya manbaiga aylanmaydi, ularning qisqarish davri toʻxtamaydi va ular Jigarrang mittilar kabi yulduzlarni hosil qiladi.
.