Secuencia principal
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Imagen:H-R diagram.png Se denomina secuencia principal a la región del diagrama de Hertzsprung-Russell en la que se encuentran la mayor parte de las estrellas. Las estrellas que se ubican en esta banda son llamadas estrellas de la secuencia principal. Las más frías de esta curva son las enanas rojas mientras que las que están más al extremo de altas temperaturas son las supermasivas gigantes azules. El diagrama H-R es un diagrama estadístico que muestra la temperatura efectiva de la estrellas en función de su luminosidad. Otras regiones del diagrama están ocupadas por estrellas gigantes de corta vida y evolución rápida o por enanas blancas muy estables.
Las estrellas se sitúan en esta región debido a que tanto el tipo espectral, que se puede relacionar con la temperatura, como la luminosidad de una estrella dependen de su masa <math>(L \propto M^3)</math>. Pero esto es cierto solo a orden cero, es decir durante la etapa de fusión del hidrógeno.
La mayoría de las estrellas permanecen la mayor parte de su vida "activa" sobre la secuencia principal evolucionando lentamente en un proceso de contracción gravitatoria cuasiestático. La secuencia principal es, en realidad, una región difusa debido a la variedad de masas, a la presencia de compañeras cercanas, campos magnéticos, a la rotación y a indeterminaciones observacionales, tales como la distancia y correcta evaluación de luminosidad estelar. La composición química de las estrellas es, también uno de los factores más importantes a la hora de ubicarse una estrella en el diagrama. Existe, de hecho, toda una gama de estrellas pobres en metales que se desplazan a lo largo del diagrama distribuyéndose en grupos suficientemente diferenciados y que reciben el nombre de subenanas y subgigantes según si se trata de estrellas en la etapa de fusión del hidrógeno o de elementos más pesados respectivamente.
En ocasiones, los astrónomos hacen referencia a la secuencia principal de edad 0 o ZAMS (zero age main secuence). La ZAMS es una línea calculada a partir de modelos numéricos realizados por ordenador y que simulan el comportamiento de diferentes estrellas cuando comienzan a quemar el hidrógeno. La mayoría de estrellas han abandonado ya de la ZAMS porque ha transcurrido parte de su vida. Pero a medida que miramos las estrellas más masivas estas están más cerca ya que estas viven muy poco tiempo. Esto se puede observar en la menor dispersión de puntos en la zona superior izquierda del diagrama, es decir la que representa a los gigantes azules supermasivos.
El Sol es una estrella de la secuencia principal que ha permanecido durante 4.500 millones de años en esta estable secuencia y permanecerá otros 4.500 millones de años más dentro de ella. Cuando el suministro de hidrógeno en el núcleo finalice, el Sol comenzará a expandirse y su superficie se enfriará. Como resultado, se convertirá en una gigante roja.
Datos de la secuencia principal
Esta tabla muestra los valores típicos de las estrellas a lo largo de la secuencia principal. La luminosidad (L), el radio (R), y la masa (M) se expresan en relación al Sol. Los valores actuales para una estrella pueden variar entorno a un 20-30%. El color de la columna de la clase estelar da una representación aproximada del colo fotográfico de la estrella.
Clase
estelarRadio Masa Luminosidad 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
