Secuencia principal
En astronomía , la secuencia principal es una banda continua y distintiva de estrellas que aparece en gráficos de color estelar versus brillo . Estos gráficos de magnitud de color se conocen como diagramas de Hertzsprung-Russell en honor a sus co-desarrolladores, Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell . Las estrellas de esta banda se conocen como estrellas de secuencia principal o estrellas enanas . Estas son las estrellas verdaderas más numerosas del universo e incluyen al Sol .
Después de la condensación y la ignición de una estrella, genera energía térmica en su región central densa a través de la fusión nuclear de hidrógeno en helio . Durante esta etapa de la vida de la estrella, se ubica en la secuencia principal en una posición determinada principalmente por su masa, pero también por su composición química y edad. Los núcleos de las estrellas de la secuencia principal están en equilibrio hidrostático , donde la presión térmica externa del núcleo caliente se equilibra con la presión interna del colapso gravitacional.de las capas superpuestas. La fuerte dependencia de la tasa de generación de energía de la temperatura y la presión ayuda a mantener este equilibrio. La energía generada en el núcleo llega a la superficie y se irradia hacia la fotosfera . La energía es transportada por radiación o convección , y esta última ocurre en regiones con gradientes de temperatura más pronunciados, mayor opacidad o ambos.
La secuencia principal a veces se divide en partes superior e inferior, según el proceso dominante que utiliza una estrella para generar energía. Las estrellas por debajo de aproximadamente 1,5 veces la masa del Sol (1,5 M ☉ ) fusionan principalmente átomos de hidrógeno en una serie de etapas para formar helio, una secuencia llamada cadena protón-protón . Por encima de esta masa, en la secuencia principal superior, el proceso de fusión nuclear utiliza principalmente átomos de carbono , nitrógeno y oxígeno como intermediarios en el ciclo CNO .que produce helio a partir de átomos de hidrógeno. Las estrellas de la secuencia principal con más de dos masas solares experimentan convección en sus regiones centrales, lo que actúa para agitar el helio recién creado y mantener la proporción de combustible necesaria para que se produzca la fusión. Debajo de esta masa, las estrellas tienen núcleos que son completamente radiativos con zonas convectivas cerca de la superficie. Con una masa estelar decreciente, la proporción de estrellas que forman una envoltura convectiva aumenta constantemente. Las estrellas de la secuencia principal por debajo de 0,4 M ☉ experimentan convección en toda su masa. Cuando no se produce la convección del núcleo, se desarrolla un núcleo rico en helio rodeado por una capa exterior de hidrógeno.
En general, cuanto más masiva es una estrella, menor es su vida útil en la secuencia principal. Una vez que se ha consumido el combustible de hidrógeno en el núcleo, la estrella evoluciona alejándose de la secuencia principal en el diagrama HR, a una supergigante , gigante roja , o directamente a una enana blanca .
A principios del siglo XX, la información sobre los tipos y las distancias de las estrellas se hizo más accesible. Se demostró que los espectros de las estrellas tienen características distintivas, lo que permitió categorizarlas. Annie Jump Cannon y Edward C. Pickering del Harvard College Observatory desarrollaron un método de categorización que se conoció como el Esquema de clasificación de Harvard , publicado en Harvard Annals en 1901. [2]
En Potsdam en 1906, el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung notó que las estrellas más rojas, clasificadas como K y M en el esquema de Harvard, podían dividirse en dos grupos distintos. Estas estrellas son mucho más brillantes que el Sol o mucho más débiles. Para distinguir estos grupos, los llamó estrellas "gigantes" y "enanas". Al año siguiente comenzó a estudiar los cúmulos de estrellas ; grandes agrupaciones de estrellas que están coubicadas aproximadamente a la misma distancia. Publicó las primeras gráficas de color versus luminosidad para estas estrellas. Estos gráficos mostraban una secuencia prominente y continua de estrellas, a la que llamó Secuencia Principal. [3]
