Secuencia principal
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Un diagrama de Hertzsprung-Russell traza la luminosidad (o magnitud absoluta ) de una estrella contra su índice de color (representado como B − V). La secuencia principal es visible como una banda diagonal prominente que va desde la parte superior izquierda a la inferior derecha. Este gráfico muestra 22.000 estrellas del Catálogo Hipparcos junto con 1.000 estrellas de baja luminosidad (enanas rojas y blancas) del Catálogo Gliese de Estrellas Cercanas .
Formación de estrellas
LH 95.jpg
Clases de objetos
Conceptos teóricos

En astronomía , la secuencia principal [ discutir ] 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 masa estelar decreciente, 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 .

Historia

Estrellas de secuencia principal de tipo O calientes y brillantes en regiones de formación estelar. Todas estas son regiones de formación estelar que contienen muchas estrellas jóvenes calientes, incluidas varias estrellas brillantes de tipo espectral O. [1]

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. Estos gráficos mostraban una secuencia de estrellas prominente y continua, a la que llamó Secuencia Principal. [3]

En la Universidad de Princeton , Henry Norris Russell estaba siguiendo un curso de investigación similar. Estaba estudiando la relación entre la clasificación espectral de las estrellas y su brillo real corregido por la distancia, su magnitud absoluta . Para ello utilizó un conjunto de estrellas que tenían paralaje fiables y muchas de las cuales habían sido categorizadas en Harvard. Cuando trazó los tipos espectrales de estas estrellas frente a su magnitud absoluta, descubrió que las estrellas enanas seguían una relación distinta. Esto permitió predecir el brillo real de una estrella enana con una precisión razonable. [4]

De las estrellas rojas observadas por Hertzsprung, las estrellas enanas también siguieron la relación espectro-luminosidad descubierta por Russell. Sin embargo, las estrellas gigantes son mucho más brillantes que las enanas y, por lo tanto, no siguen la misma relación. Russell propuso que "las estrellas gigantes deben tener baja densidad o gran brillo superficial, y lo contrario es cierto para las estrellas enanas". La misma curva también mostró que había muy pocas estrellas blancas tenues. [4]

En 1933, Bengt Strömgren introdujo el término diagrama de Hertzsprung-Russell para denotar un diagrama de clases espectral de luminosidad. [5] Este nombre refleja el desarrollo paralelo de esta técnica tanto por Hertzsprung como por Russell a principios de siglo. [3]

A medida que se desarrollaron modelos evolutivos de estrellas durante la década de 1930, se demostró que, para las estrellas de composición química uniforme, existe una relación entre la masa de una estrella y su luminosidad y radio. Es decir, para una masa y composición determinadas, existe una solución única para determinar el radio y la luminosidad de la estrella. Esto se conoció como el teorema de Vogt-Russell ; nombrado en honor a Heinrich Vogt y Henry Norris Russell. Según este teorema, cuando se conoce la composición química de una estrella y su posición en la secuencia principal, también se conoce la masa y el radio de la estrella. (Sin embargo, posteriormente se descubrió que el teorema se descompone un poco para las estrellas de composición no uniforme). [6]

En 1943, William Wilson Morgan y Philip Childs Keenan publicaron un esquema refinado para la clasificación estelar . [7] La clasificación MK asignó a cada estrella un tipo espectral, basado en la clasificación de Harvard, y una clase de luminosidad. La clasificación de Harvard se desarrolló asignando una letra diferente a cada estrella en función de la fuerza de la línea espectral del hidrógeno, antes de que se conociera la relación entre los espectros y la temperatura. Cuando se ordenaron por temperatura y cuando se eliminaron las clases duplicadas, los tipos espectrales de estrellas siguieron, en orden de temperatura decreciente con colores que iban del azul al rojo, la secuencia O, B, A, F, G, K y M. (Un popular mnemotécnicopara memorizar esta secuencia de clases estelares es "Oh, sé una buena chica / chico, bésame".) La clase de luminosidad varió de I a V, en orden de luminosidad decreciente. Las estrellas de clase de luminosidad V pertenecían a la secuencia principal. [8]

En abril de 2018, los astrónomos informaron de la detección de la estrella "ordinaria" (es decir, la secuencia principal) más distante , llamada Ícaro (formalmente, MACS J1149 Lensed Star 1 ), a 9 mil millones de años luz de distancia de la Tierra . [9] [10]

Formación y evolución

Artículos principales: Formación estelar , Protoestrella , Estrella previa a la secuencia principal y Evolución estelar § Secuencia principal

Cuando se forma una protoestrella a partir del colapso de una nube molecular gigante de gas y polvo en el medio interestelar local , la composición inicial es homogénea en su totalidad, y consta de aproximadamente 70% de hidrógeno, 28% de helio y trazas de otros elementos, en masa. [11] La masa inicial de la estrella depende de las condiciones locales dentro de la nube. (La distribución de masa de las estrellas recién formadas se describe empíricamente mediante la función de masa inicial ). [12] Durante el colapso inicial, esta estrella anterior a la secuencia principalgenera energía a través de la contracción gravitacional. Una vez que son lo suficientemente densas, las estrellas comienzan a convertir hidrógeno en helio y a emitir energía a través de un proceso de fusión nuclear exotérmica . [8]

Cuando la fusión nuclear de hidrógeno se convierte en el proceso de producción de energía dominante y se pierde el exceso de energía obtenida de la contracción gravitacional, [13] la estrella se encuentra a lo largo de una curva en el diagrama de Hertzsprung-Russell (o diagrama HR) llamada secuencia principal estándar. Los astrónomos a veces se refieren a esta etapa como "secuencia principal de edad cero", o ZAMS. [14] [15] La curva ZAMS se puede calcular utilizando modelos informáticos de propiedades estelares en el punto en el que las estrellas comienzan la fusión de hidrógeno. A partir de este punto, el brillo y la temperatura de la superficie de las estrellas suelen aumentar con la edad. [dieciséis]

Una estrella permanece cerca de su posición inicial en la secuencia principal hasta que se consume una cantidad significativa de hidrógeno en el núcleo, luego comienza a evolucionar hacia una estrella más luminosa. (En el diagrama HR, la estrella en evolución se mueve hacia arriba ya la derecha de la secuencia principal). Por tanto, la secuencia principal representa la etapa primaria de combustión de hidrógeno de la vida de una estrella. [8]

Propiedades

La mayoría de las estrellas en un diagrama HR típico se encuentran a lo largo de la curva de secuencia principal. Esta línea es pronunciada porque tanto el tipo espectral como la luminosidad dependen solo de la masa de una estrella, al menos hasta una aproximación de orden cero , siempre que esté fusionando hidrógeno en su núcleo, y eso es lo que casi todas las estrellas gastan la mayor parte de su " "Vidas activas" haciendo. [17]

La temperatura de una estrella determina su tipo espectral a través de su efecto sobre las propiedades físicas del plasma en su fotosfera . La emisión de energía de una estrella en función de la longitud de onda está influenciada tanto por su temperatura como por su composición. Un indicador clave de esta distribución de energía viene dado por el índice de color , B  -  V , que mide la magnitud de la estrella en luz azul ( B ) y verde-amarilla ( V ) por medio de filtros. [nota 1] Esta diferencia de magnitud proporciona una medida de la temperatura de una estrella.

Terminología enana

Las estrellas de la secuencia principal se denominan estrellas enanas, [18] [19] pero esta terminología es en parte histórica y puede resultar algo confusa. Para las estrellas más frías, las enanas como las enanas rojas , las enanas naranjas y las enanas amarillas son de hecho mucho más pequeñas y más tenues que otras estrellas de esos colores. Sin embargo, para las estrellas azules y blancas más calientes, la diferencia de tamaño y brillo entre las llamadas estrellas "enanas" que están en la secuencia principal y las llamadas estrellas "gigantes" que no lo están, se vuelve más pequeña. Para las estrellas más calientes, la diferencia no es directamente observable y para estas estrellas los términos "enano" y "gigante" se refieren a diferencias en las líneas espectrales.que indican si una estrella está dentro o fuera de la secuencia principal. Sin embargo, las estrellas muy calientes de la secuencia principal todavía se llaman a veces enanas, aunque tienen aproximadamente el mismo tamaño y brillo que las estrellas "gigantes" de esa temperatura. [20]

El uso común de "enana" para referirse a la secuencia principal es confuso de otra manera, porque hay estrellas enanas que no son estrellas de la secuencia principal. Por ejemplo, una enana blanca es el núcleo muerto que queda después de que una estrella se ha desprendido de sus capas externas, y es mucho más pequeña que una estrella de la secuencia principal, aproximadamente del tamaño de la Tierra . Estos representan la etapa evolutiva final de muchas estrellas de la secuencia principal. [21]

Parámetros

Comparación de las estrellas de la secuencia principal de cada clase espectral

Al tratar la estrella como un radiador de energía idealizado conocido como cuerpo negro , la luminosidad L y el radio R pueden relacionarse con la temperatura efectiva T eff mediante la ley de Stefan-Boltzmann :

donde σ es la constante de Stefan-Boltzmann . Como la posición de una estrella en el diagrama HR muestra su luminosidad aproximada, esta relación puede usarse para estimar su radio. [22]

La masa, el radio y la luminosidad de una estrella están estrechamente relacionados entre sí, y sus valores respectivos pueden aproximarse mediante tres relaciones. Primero está la ley de Stefan-Boltzmann, que relaciona la luminosidad L , el radio R y la temperatura superficial T eff . En segundo lugar es la relación masa-luminosidad , que relaciona la luminosidad L y la masa M . Finalmente, la relación entre M y R es casi lineal. La relación de M a R aumenta en un factor de solo tres en 2.5 órdenes de magnitud de M. Esta relación es aproximadamente proporcional a la temperatura interna de la estrella T I , y su aumento extremadamente lento refleja el hecho de que la tasa de generación de energía en el núcleo depende en gran medida de esta temperatura, mientras que tiene que ajustarse a la relación masa-luminosidad. Por lo tanto, una temperatura demasiado alta o demasiado baja resultará en una inestabilidad estelar.

Una mejor aproximación es tomar ε = L / M , la tasa de generación de energía por unidad de masa, ya que ε es proporcional a T I 15 , donde T I es la temperatura central. Esto es adecuado para estrellas al menos tan masivas como el Sol, que exhiben el ciclo CNO , y da un mejor ajuste R ∝ M 0.78 . [23]

Parámetros de muestra

La siguiente tabla muestra los valores típicos de las estrellas a lo largo de la secuencia principal. Los valores de luminosidad ( L ), radio ( R ) y masa ( M ) son relativos al Sol: una estrella enana con una clasificación espectral de G2 V. Los valores reales de una estrella pueden variar hasta en un 20-30%. de los valores que se enumeran a continuación. [24]

Tabla de parámetros estelares de la secuencia principal [25]
Clase estelarRadio ,
R / R ☉		Masa,
M / M ☉		Luminosidad,
L / L ☉		Temperatura.
( K )		Ejemplos [26]
O212100800 00050.000BI 253
O60 9,80 35180.00038.000Theta 1 Orionis C
B00 7,40 180 20 00030.000Phi 1 Orionis
B50 3,800 6.5000, 80016,400Pi Andromedae A
A00 2,500 3.2000,0 8010,800Alpha Coronae Borealis A
A50 1,700 2.1000,0 200 8,620Beta Pictoris
F00 1.300 1.7000,00 60 7,240Gamma virginis
F50 1,200 1.3000,00 2,50 6.540Eta Arietis
G00 1,0500 1.10000,00 1,260 5.920Beta Comae Berenices
G20 1 .0000 1 0,00000,00 1 .000 5.780Sol [nota 2]
G50 0,9300 0,93000,00 0,790 5,610Alpha Mensae
K00 0,8500 0,78000,00 0,400 5.24070 Ofiuchi A
K50 0,7400 0,69000,00 0,160 4.41061 Cygni A [27]
M00 0,5100 0,60000,00 0.0720 3.800Lacaille 8760
M50 0,1800 0,15000,00 0,00270 3,120EZ Aquarii A
M80 0,1100 0.08000,00 0,00040 2.650La estrella de Van Biesbroeck [28]
L10 0,0900 0.07000,00 0,000170 2.2002MASS J0523−1403

Generacion de energia

Ver también: nucleosíntesis estelar
Logaritmo de la producción de energía relativa (ε) de los procesos de fusión protón-protón (PP), CNO y Triple-α a diferentes temperaturas (T). La línea discontinua muestra la generación de energía combinada de los procesos PP y CNO dentro de una estrella. A la temperatura central del Sol, el proceso de PP es más eficiente.

Todas las estrellas de la secuencia principal tienen una región central donde la energía se genera por fusión nuclear. La temperatura y la densidad de este núcleo están en los niveles necesarios para sostener la producción de energía que sostendrá el resto de la estrella. Una reducción de la producción de energía haría que la masa superpuesta comprimiera el núcleo, lo que provocaría un aumento en la velocidad de fusión debido a una temperatura y presión más altas. Asimismo, un aumento en la producción de energía haría que la estrella se expandiera, reduciendo la presión en el núcleo. Así, la estrella forma un sistema autorregulador en equilibrio hidrostático que es estable durante el transcurso de su vida de secuencia principal. [29]

Las estrellas de secuencia principal emplean dos tipos de procesos de fusión de hidrógeno, y la tasa de generación de energía de cada tipo depende de la temperatura en la región del núcleo. Los astrónomos dividen la secuencia principal en partes superior e inferior, según cuál de las dos es el proceso de fusión dominante. En la secuencia principal inferior, la energía se genera principalmente como resultado de la cadena protón-protón , que fusiona directamente el hidrógeno en una serie de etapas para producir helio. [30] Las estrellas en la secuencia principal superior tienen temperaturas centrales lo suficientemente altas como para usar eficientemente el ciclo CNO (ver gráfico). Este proceso utiliza átomos de carbono , nitrógeno y oxígeno. como intermediarios en el proceso de fusión de hidrógeno en helio.

A una temperatura central estelar de 18 millones de Kelvin , el proceso PP y el ciclo CNO son igualmente eficientes, y cada tipo genera la mitad de la luminosidad neta de la estrella. Como esta es la temperatura central de una estrella con aproximadamente 1,5 M ☉ , la secuencia principal superior consta de estrellas por encima de esta masa. Así, en términos generales, las estrellas de clase espectral F o más frías pertenecen a la secuencia principal inferior, mientras que las estrellas de tipo A o más calientes son estrellas de la secuencia principal superior. [16] La transición en la producción de energía primaria de una forma a otra abarca una diferencia de rango de menos de una sola masa solar. En el Sol, una estrella de una masa solar, solo el 1,5% de la energía es generada por el ciclo CNO. [31] Por el contrario, las estrellas con 1,8 M ☉o superior generan casi toda su producción de energía a través del ciclo CNO. [32]

El límite superior observado para una estrella de la secuencia principal es 120-200 M ☉ . [33] La explicación teórica de este límite es que las estrellas por encima de esta masa no pueden irradiar energía lo suficientemente rápido como para permanecer estables, por lo que cualquier masa adicional será expulsada en una serie de pulsaciones hasta que la estrella alcance un límite estable. [34] El límite inferior para la fusión nuclear sostenida de protón-protón es de aproximadamente 0,08 M ☉ o 80 veces la masa de Júpiter . [30] Por debajo de este umbral se encuentran los objetos subestelares que no pueden sostener la fusión de hidrógeno, conocidos como enanas marrones . [35]

Estructura

Artículo principal: estructura estelar
Este diagrama muestra una sección transversal de una estrella similar al Sol, mostrando la estructura interna.

Debido a que existe una diferencia de temperatura entre el núcleo y la superficie, o fotosfera , la energía se transporta hacia afuera. Los dos modos de transportar esta energía son la radiación y la convección . Una zona de radiación , donde la energía es transportada por radiación, es estable frente a la convección y hay muy poca mezcla del plasma. Por el contrario, en una zona de convección, la energía se transporta mediante el movimiento masivo del plasma, con el material más caliente subiendo y el material más frío descendiendo. La convección es un modo más eficiente de transportar energía que la radiación, pero solo ocurrirá en condiciones que creen un gradiente de temperatura pronunciado. [29] [36]

En estrellas masivas (por encima de 10 M ☉ ) [37], la tasa de generación de energía por el ciclo de CNO es muy sensible a la temperatura, por lo que la fusión está muy concentrada en el núcleo. En consecuencia, existe un gradiente de alta temperatura en la región del núcleo, lo que da como resultado una zona de convección para un transporte de energía más eficiente. [30] Esta mezcla de material alrededor del núcleo elimina la ceniza de helio de la región de combustión de hidrógeno, lo que permite que se consuma más hidrógeno en la estrella durante la vida útil de la secuencia principal. Las regiones exteriores de una estrella masiva transportan energía por radiación, con poca o ninguna convección. [29]

Las estrellas de masa intermedia como Sirio pueden transportar energía principalmente por radiación, con una pequeña región de convección del núcleo. [38] Las estrellas de tamaño mediano y masa baja como el Sol tienen una región central estable frente a la convección, con una zona de convección cerca de la superficie que mezcla las capas externas. Esto da como resultado una acumulación constante de un núcleo rico en helio, rodeado por una región exterior rica en hidrógeno. Por el contrario, las estrellas frías de muy baja masa (por debajo de 0,4 M ☉ ) son convectivas en su totalidad. [12] Por lo tanto, el helio producido en el núcleo se distribuye a través de la estrella, produciendo una atmósfera relativamente uniforme y una vida útil de la secuencia principal proporcionalmente más larga. [29]

Variación de color de luminosidad

El Sol es el ejemplo más familiar de una estrella de la secuencia principal.

A medida que la ceniza de helio que no se fusiona se acumula en el núcleo de una estrella de la secuencia principal, la reducción en la abundancia de hidrógeno por unidad de masa da como resultado una disminución gradual de la velocidad de fusión dentro de esa masa. Dado que es la salida de energía suministrada por fusión la que sostiene las capas superiores de la estrella, el núcleo se comprime, lo que produce temperaturas y presiones más altas. Ambos factores aumentan la velocidad de fusión, moviendo así el equilibrio hacia un núcleo más pequeño, más denso y más caliente que produce más energía cuyo flujo de salida aumentado empuja las capas superiores más hacia afuera. Por lo tanto, hay un aumento constante de la luminosidad y el radio de la estrella a lo largo del tiempo. [16] Por ejemplo, la luminosidad del Sol temprano era sólo alrededor del 70% de su valor actual. [39]A medida que una estrella envejece, este aumento de luminosidad cambia su posición en el diagrama HR. Este efecto da como resultado una ampliación de la banda de la secuencia principal porque las estrellas se observan en etapas aleatorias de su vida. Es decir, la banda de la secuencia principal desarrolla un grosor en el diagrama HR; no es simplemente una línea estrecha. [40]

Otros factores que amplían la banda de secuencia principal en el diagrama HR incluyen la incertidumbre en la distancia a las estrellas y la presencia de estrellas binarias no resueltas que pueden alterar los parámetros estelares observados. Sin embargo, incluso una observación perfecta mostraría una secuencia principal difusa porque la masa no es el único parámetro que afecta el color y la luminosidad de una estrella. Variaciones en la composición química causadas por las abundancias iniciales, el estado evolutivo de la estrella , [41] interacción con un compañero cercano , [42] rotación rápida , [43] o un campo magnético.todos pueden cambiar ligeramente la posición del diagrama HR de una estrella de la secuencia principal, por nombrar solo algunos factores. Como ejemplo, hay estrellas pobres en metales (con una abundancia muy baja de elementos con números atómicos más altos que el helio) que se encuentran justo debajo de la secuencia principal y se conocen como subenanas . Estas estrellas están fusionando hidrógeno en sus núcleos, por lo que marcan el borde inferior de la borrosidad de la secuencia principal causada por la variación en la composición química. [44]

Una región casi vertical del diagrama HR, conocida como franja de inestabilidad , está ocupada por estrellas variables pulsantes conocidas como variables cefeidas . Estas estrellas varían en magnitud a intervalos regulares, lo que les da una apariencia pulsante. La franja se cruza con la parte superior de la secuencia principal en la región de las estrellas de clase A y F , que tienen entre una y dos masas solares. Las estrellas pulsantes en esta parte de la franja de inestabilidad que cruza la parte superior de la secuencia principal se denominan variables Delta Scuti . Las estrellas de la secuencia principal en esta región experimentan solo pequeños cambios de magnitud, por lo que esta variación es difícil de detectar. [45]Otras clases de estrellas inestables de la secuencia principal, como las variables Beta Cephei , no están relacionadas con esta franja de inestabilidad.

Toda la vida

Este gráfico da un ejemplo de la relación masa-luminosidad para estrellas de secuencia principal de edad cero. La masa y la luminosidad son relativas al Sol actual.

La cantidad total de energía que una estrella puede generar mediante la fusión nuclear de hidrógeno está limitada por la cantidad de combustible de hidrógeno que se puede consumir en el núcleo. Para una estrella en equilibrio, la energía térmica generada en el núcleo debe ser al menos igual a la energía irradiada en la superficie. Dado que la luminosidad da la cantidad de energía radiada por unidad de tiempo, la duración total de la vida se puede estimar, en primera aproximación , como la energía total producida dividida por la luminosidad de la estrella. [46]

Para una estrella con al menos 0.5 M ☉ , cuando el suministro de hidrógeno en su núcleo se agota y se expande para convertirse en una gigante roja , puede comenzar a fusionar átomos de helio para formar carbono . La producción de energía del proceso de fusión de helio por unidad de masa es solo aproximadamente una décima parte de la producción de energía del proceso de hidrógeno, y la luminosidad de la estrella aumenta. [47] Esto da como resultado un período de tiempo mucho más corto en esta etapa en comparación con la vida útil de la secuencia principal. (Por ejemplo, se predice que el Sol pasará 130 millones de años quemando helio, en comparación con unos 12 mil millones de años quemando hidrógeno). [48] Por lo tanto, aproximadamente el 90% de las estrellas observadas por encima de 0,5 M☉ estará en la secuencia principal. [49] En promedio, se sabe que las estrellas de la secuencia principal siguen una relación empírica masa-luminosidad . [50] La luminosidad ( L ) de la estrella es aproximadamente proporcional a la masa total ( M ) según la siguiente ley de potencia :

Esta relación se aplica a las estrellas de la secuencia principal en el rango de 0,1 a 50 M ☉ . [51]

La cantidad de combustible disponible para la fusión nuclear es proporcional a la masa de la estrella. Por lo tanto, la vida útil de una estrella en la secuencia principal se puede estimar comparándola con los modelos evolutivos solares. El Sol ha sido una estrella de la secuencia principal durante aproximadamente 4.500 millones de años y se convertirá en una gigante roja en 6.500 millones de años, [52] para una duración total de la secuencia principal de aproximadamente 10 10 años. Por tanto: [53]

donde M y L son la masa y la luminosidad de la estrella, respectivamente, es una masa solar , es la luminosidad solar y es la vida útil estimada de la secuencia principal de la estrella.

Aunque las estrellas más masivas tienen más combustible para quemar e intuitivamente se puede esperar que duren más, también irradian una cantidad proporcionalmente mayor con una masa incrementada. Esto es requerido por la ecuación estelar de estado; Para que una estrella masiva mantenga el equilibrio, la presión exterior de la energía radiada generada en el núcleo no sólo debe elevarse , sino que se elevará hasta igualar la titánica presión gravitacional interior de su envoltura. Por lo tanto, las estrellas más masivas pueden permanecer en la secuencia principal solo unos pocos millones de años, mientras que las estrellas con menos de una décima parte de la masa solar pueden durar más de un billón de años. [54]

La relación exacta masa-luminosidad depende de la eficiencia con la que se pueda transportar la energía desde el núcleo a la superficie. Una mayor opacidad tiene un efecto aislante que retiene más energía en el núcleo, por lo que la estrella no necesita producir tanta energía para permanecer en equilibrio hidrostático . Por el contrario, una opacidad más baja significa que la energía se escapa más rápidamente y la estrella debe quemar más combustible para permanecer en equilibrio. [55] Una opacidad suficientemente alta puede resultar en transporte de energía por convección , lo que cambia las condiciones necesarias para permanecer en equilibrio. [dieciséis]

En las estrellas de secuencia principal de gran masa, la opacidad está dominada por la dispersión de electrones , que es casi constante al aumentar la temperatura. Por lo tanto, la luminosidad solo aumenta como el cubo de la masa de la estrella. [47] Para las estrellas por debajo de 10 M ☉ , la opacidad se vuelve dependiente de la temperatura, lo que hace que la luminosidad varíe aproximadamente como la cuarta potencia de la masa de la estrella. [51] En el caso de estrellas de muy baja masa, las moléculas de la atmósfera también contribuyen a la opacidad. Por debajo de aproximadamente 0,5 M ☉, la luminosidad de la estrella varía como la masa a la potencia de 2,3, produciendo un aplanamiento de la pendiente en un gráfico de masa versus luminosidad. Sin embargo, incluso estos refinamientos son solo una aproximación, y la relación masa-luminosidad puede variar según la composición de una estrella. [12]

Pistas evolutivas

Artículo principal: Evolución estelar
Huella evolutiva de una estrella como el sol

Cuando una estrella de la secuencia principal ha consumido el hidrógeno en su núcleo, la pérdida de generación de energía hace que se reanude su colapso gravitacional y la estrella evoluciona fuera de la secuencia principal. El camino que sigue la estrella a lo largo del diagrama HR se llama trayectoria evolutiva. [56]

Diagrama H – R para dos grupos abiertos: NGC 188 (azul) es más antiguo y muestra un desvío menor de la secuencia principal que M67 (amarillo). Los puntos fuera de las dos secuencias son en su mayoría estrellas de primer plano y de fondo sin relación con los cúmulos.

Se predice que las estrellas con menos de 0,23  M ☉ [57] se convertirán directamente en enanas blancas cuando se detenga la generación de energía por fusión nuclear de hidrógeno en su núcleo, aunque ninguna estrella tiene la edad suficiente para que esto haya ocurrido.

En las estrellas de más de 0,23  M ☉ , el hidrógeno que rodea el núcleo de helio alcanza la temperatura y la presión suficientes para fusionarse, formando una capa que quema hidrógeno y provocando que las capas exteriores de la estrella se expandan y enfríen. La etapa en la que estas estrellas se alejan de la secuencia principal se conoce como rama subgigante ; es relativamente breve y aparece como una brecha en la trayectoria evolutiva ya que se observan pocas estrellas en ese punto.

Cuando el núcleo de helio de las estrellas de baja masa se degenera, o las capas externas de las estrellas de masa intermedia se enfrían lo suficiente como para volverse opacas, sus capas de hidrógeno aumentan de temperatura y las estrellas comienzan a volverse más luminosas. Esto se conoce como la rama del gigante rojo ; es una etapa de vida relativamente larga y aparece de manera prominente en los diagramas H – R. Estas estrellas acabarán eventualmente con sus vidas como enanas blancas. [58] [59]

Las estrellas más masivas no se convierten en gigantes rojas; en cambio, sus núcleos rápidamente se calientan lo suficiente como para fusionar helio y eventualmente elementos más pesados ​​y se conocen como supergigantes . Siguen pistas evolutivas aproximadamente horizontales desde la secuencia principal a lo largo de la parte superior del diagrama H – R. Las supergigantes son relativamente raras y no se muestran de manera prominente en la mayoría de los diagramas H – R. Sus núcleos eventualmente colapsarán, lo que generalmente conducirá a una supernova y dejará una estrella de neutrones o un agujero negro . [60]

Cuando se forma un cúmulo de estrellas aproximadamente al mismo tiempo, la vida útil de la secuencia principal de estas estrellas dependerá de sus masas individuales. Las estrellas más masivas saldrán primero de la secuencia principal, seguidas en secuencia por estrellas de masas cada vez más bajas. La posición en la que las estrellas del cúmulo abandonan la secuencia principal se conoce como punto de desvío . Al conocer la vida útil de la secuencia principal de las estrellas en este punto, es posible estimar la edad del cúmulo. [61]

Ver también

  • Listas de objetos astronómicos

Notas

  1. ^ Al medir la diferencia entre estos valores, esto elimina la necesidad de corregir las magnitudes para la distancia. Sin embargo, esto puede verse afectado por la extinción interestelar .
  2. ^ El Sol es una estrella típica de tipo G2V.

Referencias

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