Secuencia principal

De Wikipedia, la enciclopedia libre.
Saltar a navegación Saltar a búsqueda


La secuencia principal es una banda continua y evidente de estrellas dispuestas casi en diagonal en el diagrama de Hertzsprung-Russell , una representación gráfica que relaciona la temperatura real (mostrada en las abscisas ) y el brillo (mostrada en las ordenadas ) de las estrellas. Las estrellas que se agrupan en esta banda se denominan estrellas de secuencia principal o "estrellas enanas", aunque esta última designación ha caído en desuso [1] [2] .

Después de formarse en una nube molecular , una estrella genera energía en su núcleo a través de reacciones nucleares de fusión de hidrógeno en helio . Durante esta larga fase de su ciclo de vida , la estrella se coloca dentro de la secuencia principal en una posición que está determinada principalmente por su masa y otros factores como su composición química. Todas las estrellas de la secuencia principal se encuentran en un estado de equilibrio hidrostático en el que la presión térmica y, en las estrellas masivas, la presión de radiación [3] del núcleo, dirigida hacia el exterior, contrarresta el colapso gravitacional natural de las capas de la estrella, dirigido hacia el interior. La fuerte dependencia de la tasa de creación de energía de la temperatura y la densidad contribuye a mantener este equilibrio.

La energía producida en el núcleo se transporta a través de las capas superiores por radiación o convección , según el gradiente de temperatura y la opacidad; finalmente llega a la fotosfera , desde la cual se irradia al espacio en forma de energía radiante . Las estrellas de secuencia principal con una masa superior a 1,5 masas solares (M ☉ ) tienen un núcleo convectivo, mientras que la energía se transporta por radiación entre el núcleo y la superficie. En las estrellas con una masa entre 1,5 M ☉ y 0,5 M ☉ ocurre lo contrario: tienen un núcleo en el que la transmisión de energía se produce por radiación, mientras que la convección se desencadena por encima del núcleo, cerca de la superficie. Por último, las estrellas de la secuencia principal con masa inferior a 0,5 M ☉ tienen un interior completamente convectivo.

Cuanto más masiva es la estrella, menor es el tiempo que permanece en la secuencia principal; esto se debe a que, a medida que aumenta la masa, es necesario que los procesos nucleares tengan lugar a un ritmo mayor (y por tanto también más rápido) para contrarrestar la gravedad de la masa mayor y evitar el colapso. Después de que la cantidad de hidrógeno en el núcleo se convierte completamente en helio, la estrella sale de la secuencia principal, siguiendo diferentes "caminos" según la masa: las estrellas con menos de 0.23 M ☉ se convierten directamente en enanas blancas , mientras que las estrellas con masas mayores pasan a través la fase de una estrella gigante o, dependiendo de la masa, supergigante , [4] y luego, después de fenómenos más o menos violentos (como la explosión de una supernova ), se llega a la fase final de una estrella degenerada . [5]

La secuencia principal a veces se divide en dos partes, una superior y otra inferior, según el proceso utilizado predominantemente por la estrella para producir energía. La parte inferior de la secuencia está ocupada por estrellas con una masa inferior a 1,5 M ☉ , que fusionan hidrógeno en helio explotando una secuencia de reacciones que toma el nombre de cadena protón-protón . Por encima de esta masa, en la secuencia principal superior, se produce la fusión del hidrógeno en helio utilizando los átomos de carbono , nitrógeno y oxígeno como catalizadores , en un ciclo de reacciones conocido como ciclo CNO .

Fondo

A principios del siglo XX, ya se disponía de una gran cantidad de información sobre las propiedades de las estrellas y sus distancias a la Tierra. El descubrimiento de que el espectro de cada estrella tenía características que permitían distinguir entre una estrella y otra permitió el desarrollo de diferentes sistemas de clasificación ; entre ellos, uno de los más importantes fue el implementado por Annie Jump Cannon y Edward Charles Pickering en el Observatorio de la Universidad de Harvard, que se conoció como el esquema de Harvard , luego de su publicación en los Anales de Harvard en 1901 . [6]

El diagrama de Hertzsprung-Russell ordena las estrellas según su brillo (o magnitud absoluta ) y su índice de color (representado como BV). La secuencia principal es la banda diagonal obvia que comienza en la parte superior izquierda y termina en la parte inferior derecha del diagrama. El diagrama de la figura muestra la posición de 22.000 estrellas tomadas de la Catálogo Hipparcos y 1.000 estrellas de luminosidad bajo ( blancas enanos y enanas rojas ) tomadas de la Catálogo Gliese .

En Potsdam , en 1906, el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung advirtió que las estrellas cuyo color tendía más al rojo (clasificadas en los tipos K y M del esquema de Harvard) podían dividirse en dos grupos según fueran más o menos brillantes. De sol; para distinguir los dos grupos, dio el nombre de " gigantes " a los más brillantes y de "enanos" a los menos brillantes. Al año siguiente comenzó a estudiar los cúmulos de estrellas (grupos de estrellas colocados aproximadamente a la misma distancia), publicando los primeros gráficos que comparaban el color y brillo de las estrellas que los componían; en estos gráficos aparecía una evidente banda continua de estrellas, a las que Hertzsprung dio el nombre de "secuencia principal". [7] Henry Norris Russell siguió una línea de investigación similar en la Universidad de Princeton , quien estudió las relaciones entre la clase espectral de una estrella y su brillo efectivo considerando la distancia (es decir, la magnitud absoluta ). Para ello utilizó una determinada cantidad de estrellas que tenían valores de paralaje fiables y que habían sido categorizadas según el esquema de Harvard. Cuando hizo una representación gráfica de los tipos espectrales de estas estrellas en comparación con su magnitud absoluta, Russell descubrió que las "estrellas enanas" identificadas por Hertzsprung seguían una relación distinta de los otros tipos; esto hizo posible predecir el verdadero brillo de la estrella con una precisión razonable. [8]

La secuencia principal de estrellas rojas observada por Hertzsprung respetó la relación espectro-luminosidad descubierta por Russell. Sin embargo, los gigantes eran mucho más brillantes que las estrellas enanas y, por lo tanto, no respetaban esta relación. Russell planteó la hipótesis de que las estrellas gigantes tienen una densidad baja o una gran superficie radiante, mientras que lo contrario es cierto para las estrellas enanas [8] .

En 1933 Bengt Strömgren acuñó el término diagrama de Hertzsprung-Russell para denotar el diagrama espectro-luminosidad [9] . Este nombre deriva del hecho de que Hertzsprung y Russell habían realizado una investigación paralela sobre el mismo problema a principios del siglo XX [7] .

Los modelos de evolución estelar propuestos alrededor de la década de 1930 predijeron que, para estrellas de composición química similar, existía una relación entre la masa estelar, su brillo y su radio . Esta relación se estableció en el teorema de Vogt-Russell , nombrado en honor a sus descubridores Heinrich Vogt y Henry Norris Russell. Este teorema establece que una vez que se conoce la composición química de una estrella y su posición en la secuencia principal, es posible derivar el radio y la masa de la estrella (sin embargo, más tarde se descubrió que el teorema no se aplica a las estrellas que tienen composición química no uniforme) [10] .

Un esquema de clasificación estelar mejorado fue publicado en 1943 por WW Morgan y PC Keenan [11] . La clasificación MK asigna a cada estrella una clase espectral (basada en el esquema de Harvard) y una clase de brillo. El esquema de Harvard asignó a cada estrella una letra del alfabeto en función de la fuerza de las líneas espectrales de hidrógeno que presentaba el espectro de la estrella. Esto se hizo cuando aún no se conocía la relación entre el espectro y la temperatura. Cuando las estrellas se ordenaron por temperatura y cuando se eliminaron algunos duplicados entre las clases, las clases espectrales se ordenaron según una temperatura decreciente para formar la secuencia O, B, A, F, G, K y M. una frase para recordar fácilmente esta escala: "Oh , sé una buena chica / chico, bésame "; Oh, sé una buena chica / chico, bésame ). Las clases O y B correspondieron a los colores azul y celeste, mientras que las clases K y M correspondieron a los colores rojo anaranjado. Las clases intermedias fueron blancas (clase A) y amarillas (clase G), mientras que la clase F tuvo un color intermedio entre las dos. Las clases de brillo variaron de I a V, en orden de brillo decreciente. Las estrellas de brillo V correspondieron a las de la secuencia principal [12] .

Formación

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: formación de estrellas .
Impresión artística de la protoestrella descubierta en la nube oscura LDN 1014 ; claramente visibles son el disco de acreción y los chorros que se ramifican desde los polos de la protoestrella.

Cuando una protoestrella se forma a través del colapso de una nube molecular de gas y polvo, su composición química inicial generalmente consiste en 70% de hidrógeno, 28% de helio y trazas de otros elementos [13] . La masa inicial de la estrella depende de las condiciones locales de la nube: la distribución de masas entre las estrellas ascendentes dentro de una nube se describe mediante la función de masa inicial [14] . En las primeras etapas del colapso, la estrella anterior a la secuencia principal genera energía a través de la contracción gravitacional, pero cuando el núcleo alcanza un grado suficiente de densidad , comienza a fusionar hidrógeno en helio, produciendo cada vez más energía de esta manera [12] .

Cuando la fusión nuclear se convierte en el proceso dominante de producción de energía y la energía derivada de la contracción gravitacional se ha dispersado [15] , la estrella se encuentra en un punto de la secuencia principal del diagrama HR, que depende principalmente de su masa. Los astrónomos se refieren a esta etapa de la evolución estelar con la expresión Secuencia principal de edad cero (ZAMS), la secuencia principal de edad cero [16] .

Una estrella permanece en su posición inicial dentro de la secuencia principal hasta que una porción significativa del hidrógeno presente en su núcleo se convierte en helio. En este punto, sale de la secuencia principal, moviéndose hacia la parte superior derecha del diagrama HR, es decir, volviéndose más brillante y menos caliente en la superficie. Por tanto, la secuencia principal está ocupada por las estrellas que producen energía fundiendo el hidrógeno presente en su núcleo [12] .

Características estelares

La mayoría de las estrellas existentes forman parte de la secuencia principal. Esto se debe a que la posición en el diagrama HR de una estrella que fusiona hidrógeno en su núcleo depende, con cierto grado de aproximación, únicamente de su masa: de hecho, la masa determina tanto la clase espectral como el brillo absoluto. de la estrella. estrella. Dado que la etapa de fusión de hidrógeno es donde una estrella pasa la mayor parte de su existencia, la mayoría de las estrellas se posicionarán a lo largo de la secuencia principal [17] .

Una imagen del Sol tomada por la Asamblea de Imágenes Atmosféricas del Observatorio de Dinámica Solar de la NASA .

Temperatura y color

La clase espectral de una estrella está determinada por la temperatura de la superficie de la propia estrella. De hecho, la ley de Wien prescribe que un cuerpo negro calentado a una cierta temperatura emitirá radiación electromagnética con un cierto pico de intensidad. En particular, este pico coincidirá con una longitud de onda cuanto más corta cuanto más alta sea la temperatura del cuerpo negro. Aunque una estrella no es un cuerpo negro, se puede considerar con cierta aproximación. De ello se deduce que la temperatura de la fotosfera de la estrella determinará el pico de intensidad máxima de la radiación emitida y, en consecuencia, el color de la propia estrella. Un indicador de la clase espectral a la que pertenece la estrella es su índice de color , B - V , que mide la diferencia entre la magnitud aparente de la estrella en la longitud del azul ( B ) y la del visible ( V ); estas magnitudes se determinan mediante filtros especiales. El valor de B - V, por lo tanto, proporciona una medida de la temperatura de la estrella.

Masa y radio

Si idealmente consideramos las estrellas como cuerpos negros, entonces su posición en el diagrama HR determina su radio ; de hecho, el radio, la temperatura y el brillo absoluto están relacionados por la ley de Stefan-Boltzmann :

donde σ es la constante de Stefan-Boltzmann . Por tanto, conociendo el brillo y la temperatura es posible obtener el radio de una estrella [18] .

La masa de una estrella de la secuencia principal está estrechamente relacionada con su radio y brillo. La relación masa-luminosidad especifica la relación entre la luminosidad L y la masa M , que en su versión aproximada establece que la relación entre las luminosidades de dos estrellas es proporcional a la tercera potencia y la mitad de la relación entre sus masas:

donde L 1 y L 2 son las luminosidades de las dos estrellas y M 1 y M 2 sus masas. La relación entre la masa M y el radio R es aproximadamente una relación lineal : de hecho, la relación entre M y R aumenta solo tres veces cuando M aumenta en 2.5 órdenes de magnitud . Una mejor aproximación que la relación lineal simple viene dada por la relación: R ∝ M 0,78 [19]

Ejemplos de

La siguiente tabla muestra los valores típicos de las estrellas de la secuencia principal. Los valores de brillo ( L ), radio ( R ) y masa ( M ) son relativos al Sol, una estrella de secuencia principal de clase espectral G2. Los valores son aproximados: los valores reales podrían ser un 20-30% diferentes a los reportados:

Tabla de parámetros de las estrellas de la secuencia principal [20]
Clase
Espectral		 radio Masa Brillo Temperatura Ejemplos [21]
R / R ☉ M / M ☉ L / L ☉ K.
O5 18 40 500.000 38.000 Zeta Puppis
B0 7.4 18 20.000 30.000 Phi 1 Orionis
B5 3.8 6.5 800 16,400 Pi Andromedae A
A0 2.5 3.2 80 10,800 Alpha Coronae Borealis A
A5 1,7 2.1 20 8.620 Beta Pictoris
F0 1.4 1,7 6 7.240 Gama Virginis
F5 1.2 1,29 2.5 6.540 Eta Arietis
G0 1.05 1,10 1,26 6.000 Beta Comae Berenices
G2 1,00 1,00 1,00 5.920 sol
G5 0,93 0,93 0,79 5.610 Alpha Mensae
K0 0,85 0,78 0,40 5.150 70 Ofiuchi A
K5 0,74 0,69 0,16 4.640 61 Cygni A [22]
M0 0,63 0,47 0,063 3.920 Gliese 185 [23]
M5 0,32 0,21 0,0079 3.120 EZ Aquarii A
M8 0,13 0,10 0,0008 - Estrella de Van Biesbroeck [24]

Generacion de energia

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: nucleosíntesis estelar .

Todas las estrellas de la secuencia principal tienen un núcleo en el que se genera energía mediante la fusión de hidrógeno en helio. La temperatura y densidad de este núcleo deben ser tales que produzcan suficiente energía para sostener el resto de la estrella. Una reducción en la tasa de producción de energía provocaría una contracción de la estrella y un aumento consecuente de la densidad y temperatura del núcleo que daría como resultado un aumento en la tasa de fusión y producción de energía. Asimismo, un aumento en la producción de energía hace que la estrella se expanda, lo que resulta en una disminución en la densidad y temperatura del núcleo. La estrella es, por tanto, un sistema en equilibrio hidrostático que se mantiene estable durante su estancia en la secuencia principal debido a sus mecanismos de autorregulación [25] .

Este gráfico relaciona el logaritmo de la cantidad de energía producida (ε) con el logaritmo de la temperatura (T) para la cadena protón-protón (PP), el ciclo CNO y el proceso triple α . La línea discontinua muestra la suma de las energías producidas por PP y CNO dentro de una estrella. A la temperatura a la que se encuentra el núcleo solar , el PP es más eficiente.

Las estrellas de secuencia principal emplean dos tipos de procesos de fusión de hidrógeno, y la tasa de generación de energía de cada uno depende de la temperatura del núcleo. Los astrónomos dividen la secuencia principal en dos partes, la superior y la inferior, debido al tipo de proceso dominante. Las estrellas que se pueden colocar en la parte inferior de la secuencia principal producen energía principalmente a través de la cadena protón-protón (PP), que fusiona hidrógeno en deuterio y deuterio en helio a través de una serie de pasos intermedios [26] . Las estrellas en la parte superior de la secuencia principal tienen un núcleo lo suficientemente caliente y denso como para utilizar de manera eficiente el ciclo carbono-nitrógeno (CNO). Este proceso utiliza carbono , nitrógeno y oxígeno para actuar como catalizadores para el proceso de fusión de hidrógeno en helio.

A la temperatura de 18 millones de Kelvin , la cadena de PP y el ciclo de CNO tienen el mismo grado de eficiencia y cada uno genera la mitad de la energía producida en el núcleo estelar. Esta es la temperatura que se alcanza en los núcleos de estrellas de 1,5 masas solares . Por encima de esta temperatura, el ciclo de CNO se vuelve más eficiente, mientras que por debajo está la cadena de PP. Por tanto, con cierta aproximación, podemos decir que las estrellas de clase espectral F o más frías pertenecen a la parte inferior de la secuencia principal, mientras que las de clase A o más cálidas pertenecen a la parte superior [27] . La transición de una forma de producción de energía a otra se extiende por menos de una masa solar: en estrellas como el Sol de clase espectral G2 solo el 1,5% de la energía se genera a través del ciclo CNO [28] ; por el contrario, las estrellas con al menos 1,8 masas solares generan casi toda su energía a través del ciclo CNO [29] .

Hasta ahora, no se han observado estrellas con masa superior a 120-200 M ☉ [30] . La explicación teórica de este límite es que las estrellas de mayor masa no pueden irradiar la energía que producen lo suficientemente rápido como para permanecer estables, de modo que el exceso de masa es expulsado en una serie de explosiones que hacen que la estrella se estabilice [31] . El límite de masa inferior de una estrella está determinado por las condiciones mínimas de temperatura y densidad del núcleo que conducen al inicio de la cadena de PP: este límite se sitúa alrededor de 0,08 M ☉ [26] . A continuación, ya no podemos hablar de estrellas, sino solo de objetos subestelares como las enanas marrones [32] .

Estructura

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: estructura estelar .

Dado que existe una diferencia de temperatura entre el núcleo y la superficie de una estrella (o fotosfera ), la energía producida en el núcleo se transfiere a la superficie. Esta transferencia se produce de dos formas: por radiación y por convección . Las zonas radiativas son las partes de la estrella en las que la energía se transfiere por radiación y las zonas convectivas son aquellas en las que la energía se transfiere por convección. En las zonas radiativas hay pocos movimientos de plasma y la energía se transporta mediante ondas electromagnéticas ; viceversa, en las zonas convectivas la energía se transporta a través de movimientos de plasma y en particular con el ascenso del material caliente y el descenso del material más frío. La convección es un mecanismo de transporte de energía más eficiente que la radiación, pero solo puede funcionar cuando hay un gradiente de temperatura elevado [25] [33] .

La estructura interna de algunas estrellas en relación con su masa; las curvas representan la zona convectiva , las líneas discontinuas la zona radiativa .

En estrellas masivas, superiores a 10 M ☉ [34] , la tasa de producción de energía por medio del ciclo CNO es extremadamente sensible a la temperatura, por lo que los procesos de fusión están muy concentrados en el núcleo interno de la estrella. Por tanto, existe un elevado gradiente de temperatura entre la zona de fusión y el resto del núcleo; bajo estas condiciones, la convección puede operar eficientemente [26] dentro del núcleo estelar para remover el helio producido por la fusión del núcleo interno. De esta forma las estrellas de este tipo son capaces de consumir grandes cantidades de hidrógeno durante su estancia en la secuencia principal. En las regiones exteriores de las estrellas masivas, el transporte de energía se realiza por radiación. [25]

Por debajo de 10 M ☉ , las estrellas de la secuencia principal tienen un núcleo interno de helio inactivo rodeado por un núcleo convectivo externo de hidrógeno en el que tienen lugar reacciones nucleares : por lo tanto, el helio producido tiende a acumularse en el centro. Cuanto menos masiva es la estrella, menor es el grosor del núcleo de hidrógeno convectivo exterior. En estrellas de masa intermedia como Sirio , el núcleo convectivo es muy pequeño y el transporte de energía en la estrella se produce principalmente por radiación [35] . En las estrellas de masa inferior a 2 M ☉ el núcleo convectivo desaparece por completo y tienen un interior completamente radiativo. Por debajo de 1,8 M ☉ por encima del núcleo radiativo estable se forma una zona convectiva que transporta la energía a la superficie mezclando las capas más externas de la estrella. A medida que la masa disminuye, el grosor de esta zona convectiva aumenta a expensas de la zona radiante central hasta que en estrellas con una masa menor (menos de 0,4 M ☉ ) el núcleo radiativo desaparece y la zona convectiva se extiende por toda la estrella [14]. . En consecuencia, el helio producido en el núcleo se distribuye en la estrella de forma relativamente homogénea [25] .

La variación del color del brillo

A medida que el helio inerte, producto de la fusión, se acumula en el núcleo de la estrella, la reducción de la cantidad de hidrógeno dentro de la estrella se traduce en una disminución de la velocidad de fusión. Como resultado, el núcleo estelar se contrae al aumentar su temperatura y presión, lo que produce un nuevo aumento en la velocidad de fusión para compensar la mayor densidad del núcleo. La mayor producción de energía del núcleo aumenta el brillo y el radio de la estrella con el tiempo [27] . Por ejemplo, el brillo del Sol, cuando entró en la secuencia principal, era aproximadamente el 70% de lo que es hoy [36] . Al cambiar su brillo, la estrella también cambia su posición en el diagrama HR. En consecuencia, la secuencia principal no es una línea simple en el diagrama, sino que aparece como una banda relativamente gruesa ya que contiene estrellas de todas las edades [37] .

Hay otros factores que amplían la banda de la secuencia principal. Algunas son extrínsecas, como las incertidumbres en la distancia a las estrellas o la presencia de una estrella binaria no resuelta que altera los parámetros estelares. Pero otros son intrínsecos: además de la diferente composición química, debido tanto a la metalicidad inicial de la estrella, como a su etapa evolutiva [38] , interacciones con un compañero cercano [39] , una rotación particularmente rápida [40] o un campo magnético peculiar , pueden cambiar ligeramente la posición de la estrella dentro de la secuencia principal. Por ejemplo, las estrellas que tienen una metalicidad muy baja, es decir, que son muy pobres en elementos con número atómico mayor que el del helio, se colocan un poco por debajo de la secuencia principal. Se las conoce como estrellas subenanas , aunque, como todas las demás estrellas de secuencia principal, fusionan hidrógeno en sus núcleos [41] .

Una región casi vertical en el diagrama HR, conocida como la franja de inestabilidad , está ocupada por las estrellas variables pulsantes, de las cuales las más conocidas son las variables cefeidas . Las pulsaciones están relacionadas con fluctuaciones de brillo con periodos muy regulares. La franja de inestabilidad corta la parte superior de la secuencia principal en la región de las clases A y F, es decir, en la que ocupan las estrellas que tienen una masa entre 1 y 2 M ☉ . La parte de la franja de inestabilidad más cercana a la secuencia principal está ocupada por las variables Delta Scuti . Las principales estrellas variables de secuencia en esta región exhiben solo pequeños cambios en el brillo que son difíciles de detectar [42] . Otras estrellas de secuencia principal variable, como las variables Beta Cephei , no tienen relación directa con la franja de inestabilidad.

Tiempo de permanencia en la secuencia principal

La tabla muestra la relación masa-brillo de las estrellas cuando entran en la secuencia principal. La masa y la luminosidad son relativas a las del Sol.

La energía total que una estrella puede generar por fusión está limitada por la cantidad de hidrógeno presente en su núcleo. Para que una estrella esté en equilibrio, la energía generada en el núcleo debe ser igual a la irradiada por la superficie. Dado que la luminosidad es equivalente a la energía irradiada en la unidad de tiempo, la duración de la vida de una estrella se puede deducir como una primera aproximación de la energía que puede producir durante su existencia dividiéndola por su luminosidad [43] .

En las estrellas de secuencia principal, la luminosidad ( L ) y la masa ( M ) están correlacionadas por la relación masa-luminosidad [44] , que puede expresarse aproximadamente mediante la siguiente ley de potencia :

Esta relación se aplica a las estrellas de la secuencia principal con masa entre 0,1 y 50 M ☉ [45] . Dado que el combustible nuclear disponible para la fusión es proporcional a la masa de la estrella y dado que el Sol está destinado a permanecer en la secuencia principal unos 10 mil millones de años [46] , podemos calcular el tiempo de residencia de una estrella dentro de la secuencia principal ( ) comparando su masa y su luminosidad con las del Sol y obteniendo la de la estrella a partir del tiempo de permanencia del Sol en la secuencia principal[47] : de hecho, el número de años de permanencia de una estrella dentro de la secuencia será ser igual a:

años

dónde Y sono il rispettivamente il rapporto fra la massa e la luminosità della stella con quella del Sole. Ora, come si è detto, il rapporto fra le luminosità di due stelle è uguale alla terza potenza e mezzo del rapporto fra le masse; quindi:

Sostituendo nella prima equazione ne segue che una stella di masse solari permarrà nella sequenza principale:

anni,

cioè:

anni.

Quindi, contrariamente a quello che si potrebbe pensare, le stelle massicce, sebbene dispongano di maggior combustibile nucleare da fondere, hanno una vita più breve perché al crescere della massa l'incremento della luminosità è maggiore di quello della massa stessa. Di conseguenza, le stelle più massicce permangono nella sequenza principale solo pochi milioni di anni, mentre le stelle aventi una massa di 0,1 M ☉ possono rimanere nella sequenza principale più di 1000 miliardi di anni. [48]

L'esatta relazione fra massa e luminosità dipende da quanto efficientemente l'energia viene trasportata dal nucleo alla superficie. Una maggiore opacità ha un effetto isolante che mantiene una maggiore quantità di energia nel nucleo, sicché la stella ha bisogno di produrre minori quantità di energia per mantenersi in equilibrio idrostatico. Al contrario, una minore opacità si traduce in un maggiore rilascio di energia da parte del nucleo che ha bisogno di produrne in quantità maggiore per mantenere l'equilibrio [49] . Tuttavia, se l'opacità aumenta di molto, allora la convezione può risultare il meccanismo più efficiente di trasporto dell'energia, con il risultato che le condizioni per rimanere in equilibrio mutano [27]

Nelle stelle di sequenza principale massicce l'opacità è determinata dallo scattering di elettroni , che rimane all'incirca costante con il crescere della temperatura. Di conseguenza, la luminosità cresce proporzionalmente al cubo della massa [50] . Per le stelle al di sotto delle 10 M ☉ , l'opacità dipende dalla temperatura, il che si traduce in una crescita della luminosità proporzionale alla quarta potenza della massa [51] . Per le stelle di piccola massa, le molecole dell' atmosfera contribuiscono all'opacità. Sotto le 0,5 M ☉ , la luminosità cresce con la potenza di 2,3 della massa, rendendo più piatta la curva in un grafico massa-luminosità nella parte relativa alle masse più piccole. Tuttavia, anche questi raffinamenti sono solo approssimativi in quanto la relazione massa-luminosità può variare con la composizione chimica della stella [14] .

Le stelle di massa superiore alle 0,5 M ☉ , una volta esaurito l'idrogeno nel nucleo e una volta diventate delle giganti rosse , possono cominciare a fondere l'elio in carbonio tramite il processo tre alfa , aumentando la loro luminosità [50] . Di conseguenza questo stadio della loro evoluzione dura molto meno, comparato a quello di sequenza principale. Per esempio il Sole permarrà nella sequenza principale 10 miliardi di anni, mentre la sua fase di fusione dell'elio durerà 130 milioni di anni [52] . Di conseguenza, delle stelle esistenti con massa superiore alle 0,5 M ☉ il 90% sono stelle di sequenza principale [53] .

Tracce evolutive

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Evoluzione stellare .
Questa immagine mostra il diagramma Hertzsprung-Russell di due ammassi aperti . NGC 188 (in blu) è più vecchio e pertanto mostra un punto più basso di uscita dalla sequenza principale rispetto a M67 (in giallo).

Una volta che una stella abbia esaurito l'idrogeno nel suo nucleo, la perdita di energia causa un collasso gravitazionale . Si prevede che le stelle aventi una massa inferiore a 0,23 M ☉ [4] diventeranno direttamente delle nane bianche una volta che la fusione dell'idrogeno si sia interrotta.

Per le stelle di massa compresa fra 0,23 e 10 M ☉ , l'idrogeno che circonda il nucleo di elio raggiunge condizioni di temperatura e pressione sufficienti per iniziare un processo di fusione. Questo cambiamento causa l'espansione dell'involucro esterno della stella che si espande e raffredda. La stella esce dalla sequenza principale e entra nel ramo delle giganti rosse . Il percorso che la stella segue lungo il diagramma HR in seguito a queste modificazioni viene chiamato traccia evolutiva .

Il nucleo di elio di una gigante rossa continua a collassare fino a che esso non viene interamente sostenuto dalla pressione degli elettroni degenerati , un effetto quantistico che impedisce alla materia di compattarsi oltre un certo limite. Nelle stelle aventi massa superiore a 0,5 M ☉ [54] , il nucleo raggiunge temperature sufficienti per innescare la fusione dell'elio in carbonio tramite il processo tre alfa [55] [56] . Stelle di 5-7,5 M ☉ possono fondere anche elementi con numeri atomici più alti [57] [58] . Nelle stelle superiori a 10 M ☉ questo processo produce un nucleo sempre più denso e caldo che alla fine collassa facendo esplodere la stella in una supernova [5] .

In un ammasso stellare le stelle si sono formate di solito approssimativamente nello stesso periodo di tempo. Le stelle più massicce dell'ammasso lasceranno prima la sequenza principale, seguite a mano a mano dalle stelle meno massicce. Le prime stelle a lasciare la sequenza principale sono pertanto quelle in alto a sinistra nel diagramma HR, seguite a mano a mano da quelle che si trovano più in basso a destra. La posizione attuale nel diagramma delle stelle che stanno abbandonando la sequenza principale è conosciuta come punto di uscita . Conoscendo la massa delle stelle che si trovano nel punto di uscita e pertanto la loro età, è possibile conoscere l'età dell'intero ammasso [59] .

Il termine "nana"

La distinzione tra stelle nane e stelle giganti è una distinzione effettuata sulla base della loro classificazione spettrale , non sulla base delle loro dimensioni fisiche. Le stelle nane sono caratterizzate da una densità più elevata. Questa differenza si traduce nella maggiore larghezza delle righe del loro spettro e quindi in una classe di luminosità più bassa. Maggiore è la densità, maggiore è la larghezza delle righe. In ordine di densità decrescente e di luminosità crescente distinguiamo le seguenti classi di luminosità :

Le nane rosse , le nane arancioni e le nane gialle sono effettivamente più piccole e deboli delle stelle giganti dei rispettivi colori perché hanno una superficie radiante proporzionalmente più piccola. Tuttavia per le stelle più massicce, di colore bianco, azzurro e blu, la differenza di taglia e di brillantezza fra le "nane" di sequenza principale e le "giganti" diventa sempre più piccola, finché per le stelle più calde diviene non più osservabile direttamente.

Infine, le nane bianche non rientrano nella classificazione spettrale su data, pur essendo a volte classificate con classe di luminosità VII, perché così come le stelle di neutroni non sono classificabili come stelle , cioè come oggetti il cui equilibrio idrostatico è sorretto da una adeguata produzione di energia nucleare nelle regioni interne. Questo tipo di oggetti sono sorretti dalla elevatissima degenerazione del gas che le compone, non possono in nessun modo ospitare fenomeni di fusione nucleare. Sia le nane bianche che le stelle a neutroni appartengono alla classe di sorgenti note come oggetti compatti e rappresentano i resti di una porzione più o meno ampia del nucleo dei loro progenitori stellari.

Note

  1. ^ Harding E. Smith, The Hertzsprung-Russell Diagram , su cass.ucsd.edu , Gene Smith's Astronomy Tutorial, Center for Astrophysics & Space Sciences, University of California, San Diego, 21 aprile 1999. URL consultato il 29 ottobre 2009 .
  2. ^ Richard Powell, The Hertzsprung Russell Diagram , su atlasoftheuniverse.com , An Atlas of the Universe, 2006. URL consultato il 29 ottobre 2009 .
  3. ^ Jerome J. Brainerd, The Interior of a Star , su Stars , The Astrophysics Spectator, 26 gennaio 2005. URL consultato il 7 dicembre 2011 .
  4. ^ a b Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory, A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects , in Reviews of Modern Physics , vol. 69, n. 2, aprile 1997, pp. 337-372, DOI : 10.1103/RevModPhys.69.337 . URL consultato il 3 dicembre 2011 .
  5. ^ a b G. Gilmore, The Short Spectacular Life of a Superstar , in Science , vol. 304, n. 5697, 2004, pp. 1915-1916, DOI : 10.1126/science.1100370 . URL consultato il 1º maggio 2007 .
  6. ^ Malcolm S. Longair,The Cosmic Century: A History of Astrophysics and Cosmology , Cambridge University Press, 2006, ISBN 0-521-47436-1 .
  7. ^ a b M. Laurie,Twentieth Century Physics , a cura di L. Brown, B. Pippard, A. Pais, CRC Press, 1995, ISBN 0-7503-0310-7 .
  8. ^ a b HN Russell, "Giant" and "dwarf" stars , in The Observatory , vol. 36, 1913, pp. 324-329. URL consultato il 21 gennaio 2012 .
  9. ^ Bengt Strömgren, On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram , in Zeitschrift für Astrophysik , vol. 7, 1933, pp. 222-248. URL consultato il 24 novembre 2011 .
  10. ^ Evry L. Schatzman, Praderie, Francoise, The Stars , Springer, 1993, pp. 96–97, ISBN 3-540-54196-9 .
  11. ^ WW Morgan, Keenan, PC; Kellman, E., An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification , Chicago, Illinois, The University of Chicago press, 1943. URL consultato il 24 novembre 2011 .
  12. ^ a b c Albrecht Unsöld, The New Cosmos , Springer-Verlag New York Inc, 1969, p. 268, ISBN 0-387-90886-2 .
  13. ^ George Gloeckler, Geiss, Johannes, Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions , in Advances in Space Research , vol. 34, n. 1, 2004, pp. 53-60, DOI : 10.1016/j.asr.2003.02.054 . URL consultato il 21 novembre 2011 .
  14. ^ a b c Pavel Kroupa, The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems , in Science , vol. 295, n. 5552, 1º aprile 2002, pp. 82-91, DOI : 10.1126/science.1067524 . URL consultato il 21 novembre 2011 .
  15. ^ Govert Schilling, New Model Shows Sun Was a Hot Young Star , in Science , vol. 293, n. 5538, 2001, pp. 2188-2189, DOI : 10.1126/science.293.5538.2188 . URL consultato il 21 novembre 2011 .
  16. ^ Zero Age Main Sequence , su The SAO Encyclopedia of Astronomy , Swinburne University. URL consultato il 25 novembre 2011 .
  17. ^ Main Sequence Stars , su outreach.atnf.csiro.au , Australia Telescope Outreach and Education. URL consultato il 26 novembre 2011 (archiviato dall' url originale il 29 dicembre 2013) .
  18. ^ Origin of the Hertzsprung-Russell Diagram , su astro.unl.edu , University of Nebraska. URL consultato il 27 novembre 2011 .
  19. ^ A course on stars' physical properties, formation and evolution ( PDF ), su www-star.st-and.ac.uk , University of St. Andrews. URL consultato il 21 novembre 2011 .
  20. ^ Martin V. Zombeck, Handbook of Space Astronomy and Astrophysics , 2ª ed., Cambridge University Press, 1990, ISBN 0-521-34787-4 .
  21. ^ SIMBAD Astronomical Database , su simbad.u-strasbg.fr , Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 21 novembre 2011 .
  22. ^ Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike, Stars within 15 Parsecs: Abundances for a Northern Sample , in The Astronomical Journal , vol. 129, 2005, pp. 1063-1083, DOI : 10.1086/427250 . URL consultato il 21 novembre 2011 .
  23. ^ LTT 2151 -- High proper-motion Star , su simbad.u-strasbg.fr , Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 27 novembre 2011 .
  24. ^ Staff, List of the Nearest Hundred Nearest Star Systems , su chara.gsu.edu , Research Consortium on Nearby Stars, 1º gennaio 2008. URL consultato il 27 novembre 2011 (archiviato dall' url originale il 14 maggio 2012) .
  25. ^ a b c d Jerome James Brainerd, Main-Sequence Stars , su astrophysicsspectator.com , The Astrophysics Spectator, 16 febbraio 2005. URL consultato il 28 novembre 2011 .
  26. ^ a b c Karttunen Hannu, Fundamental Astronomy , Springer, 2003, ISBN 3-540-00179-4 .
  27. ^ a b c Donald D. Clayton,Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis , University of Chicago Press, 1983, ISBN 0-226-10953-4 .
  28. ^ Bahcall, John N.; Pinsonneault, MH; Basu, Sarbani, Does the Sun Shine by pp or CNO Fusion Reactions? , in Physical Review Letters , vol. 90, 2003, DOI : 10.1103/PhysRevLett.90.131301 . URL consultato il 28 novembre 2011 .
  29. ^ Maurizio Salaris, Cassisi, Santi, Evolution of Stars and Stellar Populations , John Wiley and Sons, 2005, p. 128, ISBN 0-470-09220-3 .
  30. ^ MS Oey, Clarke, CJ, Statistical Confirmation of a Stellar Upper Mass Limit , in The Astrophysical Journal , vol. 620, 2005, pp. L43–L46, DOI : 10.1086/428396 . URL consultato il 28 novembre 2011 .
  31. ^ Kenneth Ziebarth, On the Upper Mass Limit for Main-Sequence Stars , in Astrophysical Journal , vol. 162, 1970, pp. 947-962, DOI : 10.1086/150726 . URL consultato il 28 novembre 2011 .
  32. ^ Burrows, A.; Hubbard, WB; Saumon, D.; Lunine, JI, An expanded set of brown dwarf and very low mass star models , in Astrophysical Journal , vol. 406, 1993, pp. 158-171, DOI : 10.1086/172427 . URL consultato il 28 novembre 2011 .
  33. ^ Lawrence H. Aller, Atoms, Stars, and Nebulae , Cambridge University Press, 1991, ISBN 0-521-31040-7 .
  34. ^ Bressan, AG; Chiosi, C.; Bertelli, G., Mass loss and overshooting in massive stars , in Astronomy and Astrophysics , vol. 102, n. 1, 1981, pp. 25-30. URL consultato il 29 novembre 2011 .
  35. ^ Jim Lochner, Gibb, Meredith; Newman, Phil, Stars , su imagine.gsfc.nasa.gov , NASA, 10-2010. URL consultato il 29 novembre 2011 .
  36. ^ DO Gough, Solar interior structure and luminosity variations , in Solar Physics , vol. 74, n. 1, 1981, pp. 21-34, DOI : 10.1007/BF00151270 . URL consultato il 30 novembre 2011 .
  37. ^ Thanu Padmanabhan, Theoretical Astrophysics , Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-56241-4 .
  38. ^ JT Wright, Do We Know of Any Maunder Minimum Stars? , in The Astronomical Journal , vol. 128, n. 3, 2004, pp. 1273–1278, DOI : 10.1086/423221 . URL consultato il 30 novembre 2011 .
  39. ^ Tayler Roger John, The Stars: Their Structure and Evolution , Cambridge University Press, 1994, ISBN 0-521-45885-4 .
  40. ^ IPA Sweet, Roy, AE, The structure of rotating stars , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 113, 1953, pp. 701-715. URL consultato il 30 novembre 2011 .
  41. ^ Adam J. Burgasser, Kirkpatrick, J. Davy; Lepine, Sebastien, Spitzer Studies of Ultracool Subdwarfs: Metal-poor Late-type M, L and T Dwarfs , Proceedings of the 13th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems and the Sun , Dordrecht, D. Reidel Publishing Co, p. 237. URL consultato il 30 novembre 2011 .
  42. ^ SF Green, Jones, Mark Henry; Burnell, S. Jocelyn, An Introduction to the Sun and Stars , Cambridge University Press, 2004, ISBN 0-521-54622-2 .
  43. ^ Michael W. Richmond, Stellar evolution on the main sequence , su spiff.rit.edu , Rochester Institute of Technology, 10 novembre 2004. URL consultato il 1º dicembre 2011 .
  44. ^ Per una dettagliata ricostruzione della derivazione di questa relazione da parte di Eddington nel 1924, cfr. Stefano Lecchini, How Dwarfs Became Giants. The Discovery of the Mass-Luminosity Relation , Bern Studies in the History and Philosophy of Science, 2007, ISBN 3-9522882-6-8 .
  45. ^ Claus E. Rolfs, Rodney, William S., Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics , University of Chicago Press, 1988, p. 46, ISBN 0-226-72457-3 .
  46. ^ I.-Juliana Sackmann, Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E., Our Sun. III. Present and Future , in Astrophysical Journal , vol. 418, novembre 1993, pp. 457-468, DOI : 10.1086/173407 . URL consultato il 1º dicembre 2011 .
  47. ^ Carl J. Hansen, Kawaler, Steven D., Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution , Birkhäuser, 1994, p. 28, ISBN 0-387-94138-X .
  48. ^ Gregory Laughlin, Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C., The End of the Main Sequence , in The Astrophysical Journal , vol. 482, n. 1, 1997, pp. 420-432, DOI : 10.1086/304125 . URL consultato il 1º dicembre 2011 .
  49. ^ James N. Imamura, Mass-Luminosity Relationship , su zebu.uoregon.edu , University of Oregon, 7 febbraio 1995. URL consultato il 21 novembre 2011 (archiviato dall' url originale il 14 dicembre 2006) .
  50. ^ a b Dina Prialnik, An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution , Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-65937-X .
  51. ^ Claus E. Rolfs, Rodney, William S., Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics , University of Chicago Press, 1988, ISBN 0-226-72457-3 .
  52. ^ Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert, Distant future of the Sun and Earth revisited , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 386, n. 1, maggio 2008, pp. 155-163, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x . URL consultato il 1º dicembre 2011 .
  53. ^ David Arnett, Supernovae and Nucleosynthesis: An Investigation of the History of Matter, from the Big Bang to the Present , Princeton University Press, 1996, ISBN 0-691-01147-8 .
  54. ^ Fynbo, Hans OU et al. , Revised rates for the stellar triple-α process from measurement of 12C nuclear resonances , in Nature , vol. 433, n. 7022, 2004, pp. 136-139, DOI : 10.1038/nature03219 .
  55. ^ Michael L. Sitko, Stellar Structure and Evolution , su physics.uc.edu , University of Cincinnati, 24 marzo 2000. URL consultato il 3 dicembre 2011 (archiviato dall' url originale il 26 marzo 2005) .
  56. ^ Staff, Post-Main Sequence Stars , su outreach.atnf.csiro.au , Australia Telescope Outreach and Education, 12 ottobre 2006. URL consultato il 3 dicembre 2011 (archiviato dall' url originale il 20 gennaio 2013) .
  57. ^ Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C., Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M sun , and from Z=0.0004 to 0.03 , in Astronomy and Astrophysics Supplement , vol. 141, n. 3, 2000, pp. 371-383, DOI : 10.1051/aas:2000126 . URL consultato il 3 dicembre 2011 .
  58. ^ Poelarends, AJT; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A., The Supernova Channel of Super-AGB Stars , in The Astrophysical Journal , vol. 675, marzo 2008. URL consultato il 2 dicembre 2011 .
  59. ^ Lawrence M. Krauss, Chaboyer, Brian, Age Estimates of Globular Clusters in the Milky Way: Constraints on Cosmology , in Science , vol. 299, n. 5603, 2003, pp. 65-69, DOI : 10.1126/science.1075631 . URL consultato il 3 dicembre 2011 .

Bibliografia

Testi generici

  • ( EN ) Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel, The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them , Dover, Courier Dover Publications, 1964, pagine 147, ISBN 0-486-21099-5 .
  • H. Reeves, L'evoluzione cosmica , Milano, Rizzoli–BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
  • ( EN ) Cliff Pickover, The Stars of Heaven , Oxford, Oxford University Press, 2001, ISBN 0-19-514874-6 .
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • M. Hack , Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo , Milano, Sperling & Kupfer, 2004, ISBN 88-8274-912-6 .
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
  • ( EN ) J. Craig Wheeler, Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe , 2ª ed., Cambridge, Cambridge University Press, 2007, pagine 339, ISBN 0-521-85714-7 .
  • ( EN ) Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, pagine 288, ISBN 978-0-471-70410-2 .

Testi specialistici

  • ( EN ) S. Chandrasekhar, Principles of Stellar Dynamics , New York, Dover, 2005 (1ª ed. 1942), ISBN 0-486-44273-X .
  • ( EN ) Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars , Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  • ( EN ) Robert G. Aitken, The Binary Stars , New York, Dover Publications Inc., 1964.
  • ( EN ) Dina Prialnik, An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution , Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-65065-8 .
  • ( EN ) L. Hartmann, Accretion Processes in Star Formation , Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-78520-0 .
  • ( EN ) T. Padmanabhan, Theoretical Astrophysics: Stars and Stellar Systems Vol. 2 , Cambridge University Press, 2001, p. 594, ISBN 0-521-56631-2 .
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • ( EN ) M. Salaris, Evolution of stars and stellar populations , a cura di S. Cassisi, John Wiley and Sons, 2005, pp. 108–109, ISBN 0-470-09220-3 .
  • Vittorio Castellani, Fondamenti di Astrofisica Stellare , Bologna, Zanichelli, 2006.

Voci correlate

Collegamenti esterni

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Sequenza_principale&oldid=121876388 "