Secuencia principal
En astronomía , la secuencia principal es una banda continua y distintiva de estrellas que aparece en gráficos de color estelar versus brillo . Estas gráficas 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 el Sol de la Tierra .
Después de la condensación y la ignición de una estrella, genera energía térmica en su densa región central 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 basada en su composición química y edad. Los núcleos de las estrellas de la secuencia principal están en equilibrio hidrostático , donde la presión térmica exterior del núcleo caliente se equilibra con la presión interior 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 en 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 ambas.
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 de CNO.que produce helio a partir de átomos de hidrógeno. Las estrellas de la secuencia principal con más de dos masas solares se someten a 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. Por debajo de esta masa, las estrellas tienen núcleos que son completamente radiativos con zonas convectivas cerca de la superficie. Con la disminución de la masa estelar, la proporción de la estrella que forma 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, más corta 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, hacia una supergigante , gigante roja o directamente a una enana blanca .
A principios del siglo XX, la información sobre los tipos y distancias de las estrellas se volvió más disponible. Se demostró que los espectros de las estrellas tienen características distintivas que les permiten ser categorizados. Annie Jump Cannon y Edward C. Pickering en el Observatorio de la Universidad de Harvard desarrollaron un método de categorización que se conoció como el Esquema de Clasificación de Harvard , publicado en los Anales de Harvard 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 tenues. Para distinguir estos grupos, los llamó estrellas "gigantes" y "enanas". Al año siguiente comenzó a estudiar cúmulos estelares ; grandes agrupaciones de estrellas que se colocan aproximadamente a la misma distancia. Publicó las primeras gráficas de color versus luminosidad para estas estrellas. Estas gráficas mostraban una secuencia de estrellas prominente y continua, a la que llamó Secuencia Principal. [3]
