Secuencia principal

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Diagrama de Hertzsprung-Russell

Denomínase secuencia principal á rexión do diagrama de Hertzsprung-Russell en que se encontran a maior parte das estrelas. As estrelas que se sitúan nesta banda son chamadas estrelas da secuencia principal. As máis frías desta curva son as ananas vermellas mentres que as que están máis ó extremo de altas temperaturas son as supermasivas xigantes azuis. O diagrama H-R é un diagrama estatístico que mostra a temperatura efectiva das estrelas en función da súa luminosidade. Outras rexións do diagrama están ocupadas por estrelas xigantes de curta vida e evolución rápida ou por ananas brancas moi estables.

As estrelas sitúanse nesta rexión debido a que tanto o tipo espectral, que se pode relacionar coa temperatura, que, como a luminosidade dunha estrela, depende da súa masa (L \propto M^3). Pero isto é certo só a orde cero, é dicir durante a etapa de fusión do hidróxeno.

A maioría das estrelas permanecen a maior parte da súa vida "activa" sobre a secuencia principal evolucionando lentamente nun proceso de contracción gravitatoria cuasiestático. A secuencia principal é, en realidade, unha rexión difusa debido á variedade de masas, á presenza de compañeiras próximas, campos magnéticos, á rotación e a indeterminacións observacionais, tales como a distancia e correcta avaliación de luminosidade estelar. A composición química das estrelas é, tamén un dos factores máis importantes á hora de situarse unha estrela no diagrama. Existe, de feito, toda unha gama de estrelas pobres en metais que se desprazan ó longo do diagrama distribuíndose en grupos suficientemente diferenciados e que reciben o nome de sub-ananas e subxigantes segundo se trate de estrelas na etapa de fusión do hidróxeno o de elementos máis pesados respectivamente.

En ocasiones, os astrónomos fan referencia á secuencia principal de idade 0 ou ZAMS (zero age main secuence). A ZAMS é unha liña calculada a partir de modelos numéricos realizados por ordenador e que simulan o comportamento de diferentes estrelas cando comezan a queimar o hidróxeno. A maioría de estrelas abandonaron xa da ZAMS porque transcorreu parte da súa vida. Pero a medida que miramos as estrelas máis masivas, estas están máis cerca xa que viven moi pouco tempo. Isto pódese observar na menor dispersión de puntos na zona superior esquerda do diagrama, é dicir a que representa ós xigantes azuis supermasivos.

O Sol é unha estrela da secuencia principal que permaneceu durante 4.500 millóns de anos nesta estable secuencia e permanecerá outros 4.500 millóns de anos máis dentro dela. Cando o subministro de hidróxeno no núcleo finalice, o Sol comenzará a expandirse e a súa superficie se arrefriará. Como resultado, converteráse nunha xigante vermella.

Datos da secuencia principal[editar | editar a fonte]

[[Ficheiro:Estrellatipos.png|dereita|miniatura|300px|Esquema das diferentes estruturas presentes nas estrelas da secuencia principal. Estas poden ser moi variadas. (Ver:Radiación e convección da secuencia principal) Os valores do diagrama están dados en masas solares. Os tamaños non están a escala, son meramente orientativos.

Esta táboa mostra os valores típicos das estrelas ó longo da secuencia principal. A luminosidade (L), o raio (R), e a masa (M) exprésanse en relación ó Sol. Os valores actuais para unha estrela poden variar en torno a un 20-30%. A cor da columna da clase estelar dá unha representación aproximada do colo fotográfico da estrela.

Clase
estelar
Raio Masa Luminosidade Temperatura
R/R M/M L/L °K
O2 16 158   54,000
O5 14 58   46,000
B0 5.7 16 16,000 29,000
B5 3.7 5.4 750 15,200
A0 2.3 2.6 63 9,600
A5 1.8 1.9 24 8,700
F0 1.5 1.6 9.0 7,200
F5 1.2 1.35 4.0 6,400
G0 1.05 1.08 1.45 6,000
G2 1.0 1.0 1.0 5,900
G5 0.98 0.95 0.70 5,500
K0 0.89 0.83 0.36 5,150
K5 0.75 0.62 0.18 4,450
M0 0.64 0.47 0.075 3,850
M5 0.36 0.25   3,200

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]