मुख्य अनुक्रम

[thumb|270px|यह चित्र २३,००० [तारा|तारों के रंग और उनकी निरपेक्ष कान्तिमान (चमक) की तुलना कर रहा है और जो बाएँ ओर पट्टी बन गई है उसे से इन दोनों चीज़ों का सम्बन्ध साफ़ नज़र आता है। ऐसे तुलनात्मक चित्र को "हर्ट्ज़्प्रुन्ग-रसल" चित्रण कहते हैं।]]
**मुख्य अनुक्रम** या **मेन सीक्वॅन्स** एक तारों की श्रृंखला है जो अपने मूल में हाइड्रोजन जलने की विशेषता रखते हैं।। । हज़ारों-लाखों तारों के अध्ययन के बाद देखा गया है के बहुत से छोटे आकार के तारों में तारे के रंग और उसकी निरपेक्ष कान्तिमान (यानि मूल चमक) में गहरा सम्बन्ध होता है। इन तारों की चमक जितनी ज़्यादा हो वे उतने ही नीले नज़र आते हैं और चमक जितनी कम हो वे उतने ही लाल नज़र आते हैं। ऐसे तारों को **मुख्य अनुक्रम तारे** या **बौने तारे** कहा जाता है।

हर्ट्जस्प्रंग-रसेल आरेख (Hertzspring-Russell diagram) मुख्य अनुक्रम सितारों में देखी गई सामान्य प्रवृत्तियों का वर्णन करता है। मुख्य अनुक्रम तारे का तापमान उसकी चमक से संबंधित होता है, और अधिक गर्म तारे आमतौर पर  अधिक चमकदार होते हैं। मुख्य अनुक्रम सितारों में चमक और द्रव्यमान के बीच एक अनुभवजन्य संबंध भी होता है, जो इस समीकरण द्वारा दिया गया है:

L\ \propto\ M^{3.5}

जहाँ L तारे की चमक है और M तारे का द्रव्यमान है।

मुख्य अनुक्रम पर किसी तारे की स्थिति उसके द्रव्यमान पर और उसकी रासायनिक संरचना पर आधारित होती है। जैसे जैसे एक मुख्य अनुक्रम तारा विकसित होने लगता है, यह हाइड्रोस्टेटिक संतुलन (hydrostatic equilibrium) बनाए रखने के लिए अपने मूल में हाइड्रोजन को जलाता है। मुख्य अनुक्रम पर रहने के दौरान तारे की स्थिति काफी हद तक अपरिवर्तित रहती है, जब तक कि इसका मूल हाइड्रोजन लगभग पूरी तरह से समाप्त नहीं हो जाता। मूल हाइड्रोजन समाप्त होने के बाद तारा मुख्य अनुक्रम को छोड़ देता है और एक दानव तारे या एक महादानव तारे, और अंततः अपने द्रव्यमान के आधार पर एक सफेद बौना, एक न्यूट्रॉन तारा या एक ब्लैक होल में विकसित होता है। मुख्य अनुक्रम में तारे का जीवनकाल उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है, जो इस समीकरण द्वारा दिया गया है: 

\tau_\text{MS} \ = \ 10^{10} \ \text{years} \ \times \left( \frac{M}{M_{\odot}} \right) \left( \frac{L_{\odot}}{L} \right) \  = \ 10^{10} \ \text{years} \ \times \ \left( \frac{M}{M_{\odot}} \right)^{-2.5} 

जहां \tau_\text{MS} तारे का मुख्य अनुक्रम जीवनकाल है, L और M तारे की चमक और द्रव्यमान हैं, और L_{\odot} और M_{\odot} सूर्य की चमक और द्रव्यमान हैं। इस प्रकार, अधिक द्रव्यमान वाले तारों की चमक और तापमान अधिक होता है, और उनका जीवनकाल छोटा होता है, जबकि कम द्रव्यमान वाले तारों की चमक और तापमान कम होता है और जीवनकाल लंबा होता है। सूर्य का जीवनकाल 10 गीगावर्ष (Gigayears) अनुमानित है।

## विकास

तारे प्रज्वलित होने के बाद परमाणु संलयन (nuclear fusion) के माध्यम से हाइड्रोजन को हीलियम में बदलना शुरू करते हैं और मुख्य अनुक्रम पर अपना जीवनकाल शुरू करते हैं। तारे का गुरुत्वाकर्षण पतन (gravitational collapse) उसके मूल दाब (core pressure) से संतुलित होता है। जैसे-जैसे तारा विकसित होता है और हाइड्रोजन को जलाता है, उसके मूल का घनत्व और तापमान बढ़ता है, जिससे उसकी चमक बढ़ती है। तारे का यह चमकना एक स्पष्ट विरोधाभास को जन्म देता है जिसे फीके युवा सूर्य की समस्या (faint young Sun problem) के रूप में जाना जाता है।

सारा मूल हाइड्रोजन समाप्त होने के बाद गुरुत्वाकर्षण पतन फिर से शुरू हो जाता है और हीलियम समृद्ध मूल तेजी से उच्च घनत्व और तापमान के साथ सिकुड़ जाता है। हीलियम मूल के आसपास के के आसपास की परत में हाइड्रोजन का जलना जारी रहता है है और तारे की बाहरी परतें फैलती और ठंडी होने लगती हैं, और तारा मुख्य अनुक्रम को छोड़ देते हैं। 0.23 \ M_{\odot} से कम द्रव्यमान वाले तारे सीधे सफेद बौने बन जाते हैं, जबकि 0.23 \ M_{\odot} से अधिक भारी तारे दानव बन जाते हैं, और सबसे विशाल तारे महादानव बन जाते हैं।

## इन्हें भी देखें
* तारे
* तारों की श्रेणियाँ

## सन्दर्भ

Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge: Cambridge University Press.

Rudolf Kippenhahn, Alfred Weigert, and Achim Weiss, Stellar Structure and Evolution, 2nd Edition, 
2012, Springer.

Kuiper, G.P. (1938). "The Empirical Mass-Luminosity Relationship". Astrophysical Journal. 88: 472–506. Bibcode:1938ApJ....88..472K. doi:10.1086/143999

Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (April 1997). "A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects". Reviews of Modern Physics. 69 (2): 337–372. arXiv:astro-ph/9701131. Bibcode:1997RvMP...69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID 12173790

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