¿Es "secuencia principal" una secuencia temporal?

Las estrellas representadas por la luminosidad y la temperatura de la superficie se ajustan a los patrones en un diagrama de Hertzsprung-Russell . Un subconjunto diagonal aproximado de este gráfico se llama la secuencia principal. ¿Es esto en algún sentido una secuencia temporal? Hay una pista en la sección de física estelar del artículo de Wikipedia que la respuesta es no, pero que alguna vez se pensó así:

La contemplación del diagrama llevó a los astrónomos a especular que podría demostrar una evolución estelar, siendo la principal sugerencia que las estrellas colapsaron de gigantes rojas a estrellas enanas, y luego se movieron a lo largo de la línea de la secuencia principal en el transcurso de sus vidas.

Entonces, ¿la palabra "secuencia" en este caso ahora significa solo un orden particular, y no una progresión en el tiempo que hace una estrella? ¿Es la secuencia principal solo una especie de meseta en la evolución estelar donde las estrellas pasan una duración significativa?

¿Es esto en algún sentido una secuencia temporal?

Realmente no. Al menos no en el sentido de una estrella deslizándose a lo largo de la secuencia principal. Eso no pasa. En cambio, una estrella permanece más o menos estacionada en un punto de la secuencia principal durante su vida útil como estrella de secuencia principal.

Una protostar es más luminosa y fría que la estrella de secuencia principal de edad cero en la que se convertirá. Una vez que una estrella "se enciende" (comienza a fusionar hidrógeno (no de deuterio)) es cuando una estrella entra en la secuencia principal. Aquí es donde la estrella pasa la mayor parte de su vida. En el caso de las estrellas pequeñas, estrellas cuya masa es inferior al 40% de la masa del Sol, aquí es donde la estrella pasará la totalidad de su vida como una estrella. Las estrellas pequeñas se vuelven cada vez más tenues a medida que envejecen.

Las estrellas más grandes no se mezclan completamente desde el núcleo más interno a las regiones más externas. Estas estrellas más grandes acumulan una ceniza de helio a medida que envejecen. Esta fusión de hidrógeno finalmente termina cuando todo el hidrógeno en el núcleo se ha fusionado en helio. Es entonces cuando la estrella sale de la secuencia principal. A diferencia de las estrellas pequeñas, las estrellas más grandes se vuelven más brillantes (más luminosas) a medida que envejecen.

Las estrellas más grandes (estrellas de más del 40% de masas solares) pueden duplicarse o triplicarse en luminosidad a medida que envejecen. Eso es un aumento de un orden de magnitud de tres a medio, y eso es pequeño en comparación con la diferencia de luminosidad de once o doce órdenes de magnitud que se muestra en un diagrama HR entre la enana roja más pequeña y el gigante azul más grande. Lo que esto significa es que una vez que una estrella no pequeña ingresa a la secuencia principal, se queda más o menos en ese punto de la secuencia principal hasta que abandona la secuencia principal.

No, la secuencia principal es más como una línea de partida . La mayoría de las estrellas pasan mucho tiempo en un punto ( 10 mil millones de años para el sol) mientras fusionan hidrógeno en helio. Luego se alejan.

En este diagrama, la línea negra es la secuencia principal. Las líneas coloreadas muestran secuencias temporales. Este progreso a través del tiempo de una estrella individual se llama su trayectoria evolutiva .

Los números a lo largo de la línea negra son masas solares (1 = el sol). Este diagrama evolucionó a través de una secuencia de imágenes de los usuarios de Wikimedia Rursus , GAS y Jesusmaiz.

La secuencia principal es principalmente una meseta que alcanza una estrella después de estar completamente formada, pero antes de que comience a quedarse sin hidrógeno para alimentar las reacciones de fusión normales. Y sí, la secuencia es principalmente un orden: en masa, no en edad. Digo sobre todo porque la edad tiene algún efecto (vea la sección del artículo de Wikipedia sobre la secuencia principal con respecto a la variación de temperatura-luminosidad ). El resultado es que las estrellas más viejas son un poco más calientes y brillantes que las estrellas más jóvenes.

Para la mayoría de las estrellas, gran parte de la luz que emite es radiación de cuerpo negro . La cantidad de energía que produce una estrella es complicada (como se explica en la página para la relación masa-luminosidad ) pero la conclusión es que para las estrellas con una masa más grande, la producción de energía aumenta significativamente en relación con su área de superficie y, por lo tanto, es más caliente . La página sobre radiación de cuerpo negro tiene una buena explicación que incluye un gráfico de temperatura que muestra cómo la temperatura de la superficie de las estrellas más pequeñas es roja y, a medida que aumenta la masa, naranja, amarillo, verde y azul.

La mayor velocidad de fusión (en relación con el tamaño) explica por qué las estrellas más grandes se quedan sin hidrógeno más rápido que las estrellas más pequeñas.

Respuesta corta

La respuesta es no. La secuencia principal es una secuencia en masa (y no una secuencia en el tiempo).

Las estrellas más masivas se encuentran en la parte superior izquierda (ya que son las más brillantes y más calientes / más azules). Las estrellas de menor masa se encuentran en la parte inferior izquierda (ya que se atenúan y enfrían / ​​se vuelven más rojas).

Seguir la secuencia principal desde la parte superior izquierda a la parte inferior derecha es, por lo tanto, una secuencia de masa alta a baja.

Un poco más de fondo

Los astrónomos Hertzsprung y Russel fueron de los primeros en notar que el brillo y los colores de las estrellas no son solo aleatorios, sino que la gran mayoría de las estrellas muestran una estrecha relación entre el brillo y el color. Las estrellas más brillantes son típicamente más azules (= más calientes) y las estrellas más tenues son típicamente más rojas (= más frías).

Al trazar las propiedades de las estrellas en un diagrama que muestra el brillo en el eje vertical y el color (o temperatura) en el eje horizontal, resulta que la gran mayoría de las estrellas se encuentran en una franja bastante estrecha en este diagrama. Llamamos a este stip la secuencia principal, simplemente porque la mayoría de las estrellas se encuentran en él. (Hay excepciones, por ejemplo, los gigantes rojos y las enanas blancas no se encuentran en esta secuencia, pero son más raros). Ahora llamamos a este diagrama el diagrama de Hertzsprung-Russel.

La mayoría de las estrellas mienten en esta secuencia porque pasan cerca del 90% de su vida allí, sin cambiar mucho. El sol también es una de las muchas estrellas en la secuencia principal. Todas las estrellas en la secuencia principal son alimentadas por fusión nuclear de hidrógeno en sus centros calientes. Esta es una fuente de combustible tan eficiente para una estrella, que dura el 90% de su vida.

Los modelos de computadora ayudaron a los astrónomos a comprender cómo las estrellas se mueven a través del diagrama de Hertzsprung-Russel cuando envejecen. Cuando las estrellas se quedan sin combustible de hidrógeno en sus centros, comienzan a cambiar y abandonan la secuencia principal. Esto es cuando pueden crecer para convertirse en gigantes rojos. Estos cambios son relativamente rápidos. Es por eso que no vemos muchas estrellas lejos de la secuencia principal. Las huellas de cómo las estrellas se mueven a través del diagrama a medida que envejecen se llaman huellas evolutivas. Estas pistas evolutivas pueden considerarse como secuencias de tiempo.