Secuencia principal

Un diagrama 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 izquierda superior a la derecha inferior. Esta parcela muestra 22.000 estrellas del catálogo Hipparcos junto con 1.000 estrellas de baja luminosidad (enanambres rojas y blancas) del Catálogo de Gliese de Estrellas Cercanas.

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 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 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 gravitatorio de las capas superiores. 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. El Sol, junto con las estrellas de la secuencia principal 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.

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, en una supergigante, gigante roja, o directamente en una enana blanca.

Historia

Hertzsprung–Russell diagrama

Tipo espectral

O

B

A

F

G

K

M

L

T

Enanos marrones

Enanos blancos

Enanos rojos

Subdwarfs

Secuencia principal (enanos)

Subgiants

Gigantes

gigantes rojos

gigantes azules

gigantes brillantes

Supergiants

Supergiant rojo

Hypergiants

absolutomagni-tude(MV)

A principios del siglo XX, la información sobre los tipos y las distancias de las estrellas estuvo más disponible. 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.

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, se podían dividir en dos grupos distintos. Estas estrellas son mucho más brillantes que el Sol o mucho más débiles. Para distinguir estos grupos, los llamó "gigantes" y "enano" estrellas. Al año siguiente comenzó a estudiar los cúmulos estelares; grandes agrupaciones de estrellas que están coubicadas aproximadamente a la misma distancia. Para estas estrellas, publicó los primeros gráficos de color versus luminosidad. Estos gráficos mostraban una secuencia prominente y continua de estrellas, a la que llamó Secuencia Principal.

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 paralajes 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.

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, por lo que no siguen la misma relación. Russell propuso que "las estrellas gigantes deben tener una baja densidad o un gran brillo superficial, y lo contrario es cierto para las estrellas enanas". La misma curva también mostró que había muy pocas estrellas blancas débiles.

En 1933, Bengt Strömgren introdujo el término diagrama de Hertzsprung-Russell para denotar un diagrama de clases espectrales de luminosidad. Este nombre reflejó el desarrollo paralelo de esta técnica por parte de Hertzsprung y Russell a principios de siglo.

A medida que se desarrollaron modelos evolutivos de estrellas durante la década de 1930, se demostró que, para 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 dadas, existe una solución única para determinar el radio y la luminosidad de la estrella. Esto se conoció como el teorema de Vogt-Russell; el nombre de Heinrich Vogt y Henry Norris Russell. Según este teorema, cuando se conocen la composición química de una estrella y su posición en la secuencia principal, también se conocen la masa y el radio de la estrella. (Sin embargo, posteriormente se descubrió que el teorema se rompe un poco para las estrellas de composición no uniforme).

Un esquema refinado para la clasificación estelar fue publicado en 1943 por William Wilson Morgan y Philip Childs Keenan. 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. (A El mnemotécnico popular para memorizar esta secuencia de clases estelares es 'Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me'.) La clase de luminosidad varió de I a V, en orden decreciente de luminosidad. Las estrellas de clase de luminosidad V pertenecían a la secuencia principal.

En abril de 2018, los astrónomos informaron de la detección del objeto "ordinario" (es decir, secuencia principal), llamada Icarus (formalmente, MACS J1149 Lensed Star 1), a 9 mil millones de años luz de distancia de la Tierra.

Formación y evolución

estrellas calientes y brillantes de tipo O en las regiones formadas por estrellas. Estas son todas las regiones de formación estelar que contienen muchas estrellas jóvenes calientes incluyendo varias estrellas brillantes de tipo espectral O.

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 completamente homogénea y consta de aproximadamente un 70 % de hidrógeno, un 28 % de helio y trazas de otros elementos., en masa. 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). Durante el colapso inicial, esta estrella anterior a la secuencia principal genera energía a través de la contracción gravitatoria. Una vez que son lo suficientemente densas, las estrellas comienzan a convertir hidrógeno en helio y emiten energía a través de un proceso de fusión nuclear exotérmica.

Cuando la fusión nuclear de hidrógeno se convierte en el proceso dominante de producción de energía y el exceso de energía obtenido de la contracción gravitatoria se ha perdido, 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. La curva ZAMS se puede calcular utilizando modelos informáticos de propiedades estelares en el punto en 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.

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 y hacia la derecha de la secuencia principal). Por lo tanto, la secuencia principal representa la etapa primaria de quema de hidrógeno en la vida de una estrella.

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 en una aproximación de orden cero, siempre que esté fusionando hidrógeno en su núcleo, y eso es lo que gastan casi todas las estrellas. la mayoría de sus "activos" vive haciendo.

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 lo proporciona el índice de color, B − V, que mide la magnitud de la estrella en azul (B) y luz verde-amarilla (V) mediante filtros. 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, 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 mucho más pequeñas y 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'. estrellas que están en la secuencia principal y las llamadas "gigantes" estrellas que no lo son, se hace más pequeña. Para las estrellas más calientes, la diferencia no es directamente observable y para estas estrellas, los términos "enanos" y "gigante" se refieren a las 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 denominan enanas, a pesar de que tienen aproximadamente el mismo tamaño y brillo que el 'gigante'. estrellas de esa temperatura.

El uso común de "enano" decir que 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 exteriores, y es mucho más pequeña que una estrella de secuencia principal, aproximadamente del tamaño de la Tierra. Estos representan la etapa evolutiva final de muchas estrellas de la secuencia principal.

Parámetros

Comparación de las principales estrellas de secuencia de cada clase espectral

Al tratar a la estrella como un radiador de energía idealizado conocido como cuerpo negro, la luminosidad L y el radio R se pueden relacionar con la temperatura efectiva T_eff por la ley de Stefan-Boltzmann:

L=4π π σ σ R2Teff4{displaystyle L=4pisigma ¿Qué?

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

La masa, el radio y la luminosidad de una estrella están estrechamente interrelacionados 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 está la relación masa-luminosidad, que relaciona la luminosidad L y la masa M. Finalmente, la relación entre M y R es casi lineal. La proporción 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 en esta temperatura, mientras que tiene que ajustarse a la relación masa-luminosidad. Por lo tanto, una temperatura demasiado alta o demasiado baja resultará en inestabilidad estelar.

Una mejor aproximación es tomar ε = L/M, la energía tasa de generación por unidad de masa, ya que ε es proporcional a T_I¹⁵, 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 ofrece el mejor ajuste R ∝ M^0,78.

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 un clasificación espectral de G2 V. Los valores reales de una estrella pueden variar entre un 20% y un 30% de los valores que se enumeran a continuación.

Generación de energía

Logaritmo de la producción relativa de energía (ε) de protón-protón (PP), CNO y procesos de fusión triple-α a diferentes temperaturas (T). La línea desgarrada muestra la generación de energía combinada de los procesos PP y CNO dentro de una estrella. A la temperatura central del Sol, el proceso 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 se encuentran en los niveles necesarios para sostener la producción de energía que sustentará el resto de la estrella. Una reducción de la producción de energía haría que la masa superpuesta comprimiera el núcleo, lo que daría como resultado un aumento en la tasa de fusión debido a la mayor temperatura y presión. Asimismo, un aumento en la producción de energía haría que la estrella se expandiera, bajando la presión en el núcleo. Así, la estrella forma un sistema de autorregulación en equilibrio hidrostático que es estable a lo largo de su vida de secuencia principal.

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 central. 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 hidrógeno en una serie de etapas para producir helio. Las estrellas en la secuencia principal superior tienen temperaturas centrales suficientemente altas 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 alrededor de 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. 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. Por el contrario, las estrellas con 1,8 M_☉ o más generan casi toda su producción de energía a través del ciclo CNO.

El límite superior observado para una estrella de secuencia principal es 120-200 M_☉. 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. El límite inferior para la fusión nuclear protón-protón sostenida es de aproximadamente 0,08 M_☉ o 80 veces la masa de Júpiter. Por debajo de este umbral se encuentran los objetos subestelares que no pueden sostener la fusión de hidrógeno, conocidos como enanas marrones.

Estructura

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 el exterior. Los dos modos de transporte de 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 es transportada por el movimiento masivo del plasma, con el material más caliente ascendiendo y el material más frío descendiendo. La convección es un modo más eficiente para transportar energía que la radiación, pero solo ocurrirá en condiciones que creen un gradiente de temperatura pronunciado.

En estrellas masivas (por encima de 10 M_☉), la tasa de generación de energía por el ciclo CNO es muy sensible a la temperatura, por lo que la fusión está muy concentrada en el núcleo.. En consecuencia, hay un gradiente de temperatura alto en la región central, lo que da como resultado una zona de convección para un transporte de energía más eficiente. 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.

Las estrellas de masa intermedia como Sirio pueden transportar energía principalmente por radiación, con una pequeña región de convección en el núcleo. Las estrellas de tamaño medio y baja masa como el Sol tienen una región central que es estable frente a la convección, con una zona de convección cerca de la superficie que mezcla las capas exteriores. 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 (menos de 0,4 M_☉) son convectivas en todo momento. Así, el helio producido en el núcleo se distribuye por toda la estrella, produciendo una atmósfera relativamente uniforme y una vida útil de la secuencia principal proporcionalmente más larga.

Variación de luminosidad-color

El Sol es el ejemplo más conocido 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 secuencia principal, la reducción en la abundancia de hidrógeno por unidad de masa da como resultado una disminución gradual de la tasa de fusión dentro de esa masa. Dado que es el flujo de salida de la energía suministrada por la fusión lo que sostiene las capas superiores de la estrella, el núcleo se comprime, lo que produce temperaturas y presiones más altas. Ambos factores aumentan la tasa de fusión, moviendo así el equilibrio hacia un núcleo más pequeño, más denso y más caliente que produce más energía cuyo mayor flujo de salida empuja las capas superiores hacia afuera. Por lo tanto, hay un aumento constante en la luminosidad y el radio de la estrella a lo largo del tiempo. Por ejemplo, la luminosidad del Sol primitivo era solo alrededor del 70% de su valor actual. 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 secuencia principal desarrolla un grosor en el diagrama HR; no es simplemente una línea estrecha.

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 la observación perfecta mostraría una secuencia principal borrosa porque la masa no es el único parámetro que afecta el color y la luminosidad de una estrella. Las variaciones en la composición química causadas por las abundancias iniciales, el estado evolutivo de la estrella, la interacción con un compañero cercano, la rotación rápida o un campo magnético pueden cambiar ligeramente la posición del diagrama HR de una estrella de la secuencia principal, para nombrar sólo 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 y, por lo tanto, marcan el borde inferior de la borrosidad de la secuencia principal causada por la variación en la composición química.

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, dándoles una apariencia pulsante. La franja corta 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 se cruzan con 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. Otras clases de estrellas inestables de la secuencia principal, como las variables Beta Cephei, no están relacionadas con esta franja de inestabilidad.

Vida útil

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

La cantidad total de energía que una estrella puede generar a través de 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 radiada 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.

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 fusionarse átomos de helio para formar carbono. La producción de energía del proceso de fusión de helio por unidad de masa es solo una décima parte de la producción de energía del proceso de hidrógeno, y la luminosidad de la estrella aumenta. Esto da como resultado un período de tiempo mucho más corto en esta etapa en comparación con el tiempo de vida de la secuencia principal. (Por ejemplo, se predice que el Sol pasará 130 millones de años quemando helio, en comparación con unos 12 000 millones de años quemando hidrógeno). Por lo tanto, alrededor del 90 % de las estrellas observadas por encima de 0,5 M_☉ estará en la secuencia principal. En promedio, se sabe que las estrellas de la secuencia principal siguen una relación empírica entre masa y luminosidad. La luminosidad (L) de la estrella es aproximadamente proporcional a la masa total (M) según la siguiente ley de potencia:

L∝ ∝ M3.5{displaystyle L propto M^{3.5}

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

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 modelos evolutivos solares. El Sol ha sido una estrella de la secuencia principal durante unos 4500 millones de años y se convertirá en una gigante roja dentro de 6500 millones de años, con una vida útil total de la secuencia principal de aproximadamente 10¹⁰ años. Por lo tanto:

τ τ MS.. 1010años[MM⨀ ⨀ ][L⨀ ⨀ L]=1010años[MM⨀ ⨀ ]− − 2.5{displaystyle tau _{text{MS}approx 10^{10}{years}left[{frac] Está bien. {L_{bigodot ### {text{years}left[{frac] Bien.

Donde M y L son la masa y la luminosidad de la estrella, respectivamente, M⨀ ⨀ {displaystyle M_{bigodot } es una masa solar, L⨀ ⨀ {displaystyle L_{bigodot } es la luminosidad solar y τ τ MS{displaystyle tau _{text{MS}} es la estrella estimada de la vida de la secuencia principal.

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 el aumento de masa. Esto es requerido por la ecuación de estado estelar; para que una estrella masiva mantenga el equilibrio, la presión hacia el exterior de la energía radiada generada en el núcleo no solo debe sino que se elevará para igualar la titánica presión gravitacional hacia el 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.

La relación exacta entre masa y luminosidad depende de la eficiencia con la que se transporte la energía desde el núcleo hasta 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. Una opacidad suficientemente alta puede resultar en el transporte de energía por convección, lo que cambia las condiciones necesarias para permanecer en equilibrio.

En las estrellas de secuencia principal de gran masa, la opacidad está dominada por la dispersión de electrones, que es casi constante con el aumento de la temperatura. Por lo tanto, la luminosidad solo aumenta como el cubo de la masa de la estrella. Para estrellas por debajo de 10 M_☉, la opacidad se vuelve dependiente de la temperatura, lo que resulta en que la luminosidad varía aproximadamente como la cuarta potencia de la masa de la estrella. Para estrellas de muy baja masa, las moléculas en la atmósfera también contribuyen a la opacidad. Por debajo de unos 0,5 M_☉, la luminosidad de la estrella varía como la masa elevada a 2,3, lo que produce un aplanamiento de la pendiente en un gráfico de masa frente a luminosidad. Sin embargo, incluso estos refinamientos son solo una aproximación, y la relación masa-luminosidad puede variar según la composición de la estrella.

Pistas evolutivas

El rastro evolutivo 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 gravitatorio y la estrella evoluciona fuera de la secuencia principal. El camino que sigue la estrella a través del diagrama HR se denomina trayectoria evolutiva.

H–R diagrama para dos grupos abiertos: NGC 188 (azul) es mayor y muestra un menor desvío de la secuencia principal que M67 (amarillo). Los puntos fuera de las dos secuencias son principalmente estrellas de primer plano y fondo sin relación con los racimos.

Se predice que las estrellas con menos de 0,23 M_☉ se convertirán directamente en enanas blancas cuando la generación de energía por fusión nuclear de hidrógeno en su núcleo se detenga, pero las estrellas en este rango de masas tiene tiempos de vida en la secuencia principal más largos que la edad actual del universo, por lo que ninguna estrella tiene la edad suficiente para que esto haya ocurrido.

En estrellas con una masa superior a 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 la capas externas de la estrella para expandirse y enfriarse. La etapa en que estas estrellas se alejan de la secuencia principal se conoce como la 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 exteriores de las estrellas de masa intermedia se enfrían lo suficiente como para volverse opacas, la temperatura de sus capas de hidrógeno aumenta y las estrellas comienzan a volverse más luminosas. Esto se conoce como la rama gigante roja; es una etapa de vida relativamente larga y aparece de manera prominente en los diagramas H-R. Estas estrellas eventualmente terminarán sus vidas como enanas blancas.

Las estrellas más masivas no se convierten en gigantes rojas; en cambio, sus núcleos se calientan rápidamente lo suficiente como para fusionar helio y, finalmente, elementos más pesados y se conocen como supergigantes. Siguen pistas evolutivas aproximadamente horizontales desde la secuencia principal en 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 atrás una estrella de neutrones o un agujero negro.

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.