Hoofreeks

regs|280px|duimnael|'n Hertzsprung-Russell-diagram. Die hoofreeks is duidelik sigbaar as die breë band wat diagonaal van bo links na regs onder loop.
Die **hoofreeks** is 'n aaneenlopende en kenmerkende strook sterre op grafieke wat kleur teenoor helderheid stel, soos die Hertzsprung-Russell-diagram. Sulke sterre is bekend as hoofreeks- of **dwergsterre**. Nog groter sterre kan ontplof as ’n supernova]]
By die Universiteit van Princeton het Henry Norris Russell dieselfde soort navorsing gedoen. Hy het die verhouding bestudeer tussen die spektraalklassifikasie van sterre en hul werklike helderheid soos aangepas by hul afstand – hul absolute magnitude. Vir dié doel het hy sterre gebruik met betroubare parallakse waarvan baie by Harvard gekategoriseer is. Toe hy grafieke van hierdie sterre opstel met hul spektraaltipe teenoor hul absolute magnitude, het hy gevind dwergsterre het ’n spesifieke verhouding. Daardeur kon die werklike helderheid van ’n dwergster met redelike akkuraatheid bereken word. Wat die rooi sterre betref wat Hertzsprung bestudeer het, was daar dieselfde verhouding onder die dwergsterre as wat deur Russell waargeneem is. Die reusesterre is egter baie helderder as die dwerge en het dus nie dieselfde verhouding nie. Russell het voorgestel dat die "reusesterre ’n lae digtheid of groot oppervlakhelderheid moet hê".

In 1933 het Bengt Strömgren die term Hertzsprung-Russell-diagram voorgestel vir ’n helderheid-spektraaltipe-grafiek. Dit weerspieël die parallelle ontwikkeling van die tegniek deur die twee mans.

Namate evolusiemodelle van sterre in die 1930's ontwikkel is, het dit duidelik geword dat daar vir sterre met ’n eenvormige chemiese samestelling, ’n verhouding is tussen die ster se massa en sy helderheid en radius. As die massa en samestelling dus bekend was, kon die radius en helderheid vasgestel word. Dit het bekend geword as die Vogt-Russell-stelling, genoem na Heinrich Vogt en Henry Norris Russell.

In 1943 is ’n verfynde skema vir sterreklassifikasie gepubliseer deur W.W. Morgan en P.C. Keenan. Die MK-klassifikasiestelsel het aan elke ster ’n spektraaltipe – gebaseer op die Harvard-klassifikasie – en ’n ligsterkteklas toegeken. Spektraaltipes is O, B, A, F, G, K en M en ligsterkteklasse I, II, III, IV en V, in ’n volgorde van afnemende ligsterkte. Sterre van klas V behoort tot die hoofreeks.

## Stervorming 
Wanneer ’n protoster gevorm word uit die inploffing van ’n reusewolk van gas en stof, is die aanvanklike samestelling eenvormig – so ’n ster bestaan uit 70% waterstof, 28% helium en spore van ander elemente. Die aanvanklike massa van die sterre word bepaal deur die spesifieke toestande in die wolk. In die aanvanklike inploffing wek hierdie voor-hoofreeksster energie op deur swaartekrag-inkrimping. Wanneer ’n sekere digtheid bereik word, begin energie-opwekking in die kern deur middel van eksotermiese kernfusie waardeur waterstof in helium omgeskakel word.

Terwyl kernfusie die belangrikste manier van energie-opwekking is, lê die ster op die kurwe van hoofreekssterre. Van dié punt af neem die ster se helderheid en oppervlaktemperatuur toe namate hy ouer word.

’n Ster bly in sy aanvanklike posisie op die hoofreeks totdat ’n aansienlike hoeveelheid waterstof in die kern gebruik is, en verander dan in ’n helderder ster. (Op die HR-diagram beweeg die ster dan na bo en regs van die hoofreeks.) Die sterre op die hoofreeks is dus dié wat in die primêre waterstofverbrandende stadium van hul leeftyd is.

## Dwerg-terminologie 
Hoofreekssterre word dikwels "dwergsterre" genoem, maar dié term is deels histories en kan verwarrend wees. Die koeler dwerge soos rooi-, oranje- en geeldwerge is wel heelwat kleiner en dowwer as ander sterre van dieselfde kleur, maar by warmer blou en wit sterre is die verskil tussen die dwerge en die ander sterre wat nie op die hoofreeks is nie heelwat kleiner. By die heel warmste sterre is die verskille in grootte nie waarneembaar nie; dan word na die spektraallyne gekyk om te bepaal of ’n ster ’n "dwerg" of "reus" is. Tog word sulke warm hoofreekssterre steeds soms "dwerge" genoem.

Die gebruik van die term is ook om ’n ander rede verwarrend: alle dwerge is nie hoofreekssterre nie. Witdwerge is byvoorbeeld baie kleiner as hoofreekssterre, rofweg so groot soos die Aarde. Dit is die laaste evolusiestadium van baie hoofreekssterre.

## Parameters 
Die massa, radius en ligsterkte van ’n ster hang nou saam. Deur ’n ster te beskou as ’n geïdealiseerde energiestraler bekend as ’n swartstraler, kan die verhouding tussen die ligsterkte *L* en radius *R* en die effektiewe temperatuur T_{\rm eff} bepaal word deur die Stefan-Boltzmann-vergelyking:

: *L* = 4πσ*R*2*Teff*4

waar *σ* die Stefan–Boltzmann-konstante is. Aangesien die posisie van ’n ster op die HR-diagram sy benaderde ligsterkte aandui, kan hierdie verhouding gebruik word om sy radius te bepaal.

Nog twee verhoudings kan gebruik word om ’n ster se waardes te bepaal: dié tussen *M* en *L* en tussen *M* en *R*, wat feitlik lineêr is.

### Voorbeelde 
Die tabel hier onder wys die tipiese waardes van sterre op die hoofreeks. Die eenhede L☉, R☉ en M☉ wat gebruik word vir die ligsterkte, radius en massa is die waardes van die Son, ’n dwergster met ’n klassifikasie van G2 V. Die werklike waardes vir ’n ster kan verskil met tot 20–30% van die waardes wat hier aangegee word.

: 

## Verwysings 
## Eksterne skakels 
*