Secuencia principal para niños

Diagrama de Hertzsprung–Russell

Tipo espectral

Enanas marrones

Enanas blancas

Enanas rojas

Subenanas

Secuencia principal
("enanas")

Subgigantes

Gigantes

Gigante luminosa

Supergigantes

Hipergigantes

Magnitud
absoluta
(M_V)

La secuencia principal es como la "calle principal" donde la mayoría de las estrellas pasan la mayor parte de su vida. En esta zona del diagrama de Hertzsprung-Russell, las estrellas están usando hidrógeno como su principal fuente de energía para brillar. Es una franja clara y continua de estrellas que se ve cuando se comparan el color (que indica la temperatura) y el brillo de las estrellas.

Las estrellas en la secuencia principal tienen diferentes temperaturas. Las más frías y pequeñas son las enanas rojas. Las más calientes y grandes son las gigantes azules. El diagrama de Hertzsprung-Russell (o H-R) es una herramienta que los científicos usan para clasificar las estrellas según su temperatura y su brillo. Otras estrellas, como las enanas blancas o las estrellas variables, se encuentran en otras partes de este diagrama.

Historia: ¿Cómo se descubrió la secuencia principal?

Diagrama Hertzsprung-Russell.

A principios del siglo XX, los astrónomos comenzaron a entender mejor los tipos de estrellas y qué tan lejos estaban. Descubrieron que la luz de las estrellas (su espectro) tenía características únicas que permitían clasificarlas.

Pioneros en la clasificación estelar

Annie Jump Cannon y Edward Charles Pickering, del Observatorio de la Universidad de Harvard, crearon un sistema para clasificar las estrellas. Este sistema se publicó en 1901 y se llamó el Esquema de Clasificación de Harvard.

El trabajo de Hertzsprung y Russell

En 1906, el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung notó algo interesante. Las estrellas más rojas podían dividirse en dos grupos: unas mucho más brillantes que el Sol, a las que llamó "gigantes", y otras mucho más débiles, a las que llamó "enanas". Al estudiar grupos de estrellas que estaban a la misma distancia, Hertzsprung creó los primeros gráficos que mostraban la relación entre el color y el brillo de las estrellas. En estos gráficos, vio una secuencia clara y continua de estrellas, a la que llamó "Secuencia Principal".

Al mismo tiempo, en la Universidad de Princeton, Henry Norris Russell investigaba algo similar. Él estudiaba cómo el tipo de luz de una estrella se relacionaba con su brillo real. Al dibujar un gráfico con los tipos de estrellas y su brillo, Russell descubrió que las estrellas "enanas" seguían un patrón específico. Esto permitía predecir el brillo real de una estrella enana.

En 1933, Bengt Strömgren le dio el nombre de "diagrama de Hertzsprung-Russell" a este tipo de gráfico, reconociendo el trabajo de ambos científicos.

Entendiendo la evolución estelar

Más tarde, en la década de 1930, los científicos desarrollaron modelos para entender cómo evolucionan las estrellas. Se dieron cuenta de que, para estrellas con la misma composición, la masa de una estrella determina su brillo y su tamaño. Esto significa que si conoces la composición de una estrella y dónde está en la secuencia principal, puedes saber su masa y su tamaño. Esta idea se conoce como el teorema de Vogt-Russell.

En 1943, William Wilson Morgan y Philip Childs Keenan mejoraron la clasificación de las estrellas. Su sistema, llamado clasificación MK, asignaba a cada estrella un tipo de luz (basado en el sistema de Harvard) y una clase de brillo. Las estrellas de "clase de luminosidad V" eran las que pertenecían a la secuencia principal.

Características de las estrellas en la secuencia principal

Esquema de las diferentes estructuras presentes en las estrellas de la secuencia principal. Los valores del diagrama están dados en masas solares. Los tamaños no están a escala, son meramente orientativos.

Las estrellas se encuentran en la secuencia principal porque su tipo espectral (que se relaciona con la temperatura) y su luminosidad (su brillo) dependen de su masa. Esto es cierto mientras la estrella está fusionando hidrógeno en su centro.

La mayoría de las estrellas pasan la mayor parte de su vida "activa" en la secuencia principal. Durante este tiempo, cambian muy lentamente. La secuencia principal no es una línea perfecta, sino una región un poco difusa. Esto se debe a que las estrellas tienen diferentes masas y tamaños, y también influyen otros factores como la presencia de estrellas cercanas, campos magnéticos o su rotación. La composición química de una estrella también es muy importante para saber dónde se ubicará en el diagrama.

La secuencia principal de edad cero (ZAMS)

A veces, en astronomía, se habla de la secuencia principal de edad 0 o ZAMS. Esta es una línea teórica que se calcula con modelos de computadora. Representa el momento exacto en que una estrella empieza a fusionar hidrógeno en su núcleo. La mayoría de las estrellas que vemos ya han pasado un poco de tiempo desde la ZAMS. Las estrellas muy grandes y calientes están más cerca de la ZAMS porque su vida es más corta.

El Sol en la secuencia principal

Nuestro Sol es una estrella de la secuencia principal. Ha estado allí durante unos 4.500 millones de años y se espera que permanezca otros 4.500 millones de años más. Cuando el hidrógeno en su centro se agote, el Sol empezará a crecer y su superficie se enfriará. Se convertirá en una gigante roja.

Las estrellas de poca masa, como las enanas rojas, tienen una vida en la secuencia principal que es más larga que la edad actual del universo. Por eso, los científicos aún no han observado el final de su vida. Se cree que, cuando se les acabe el hidrógeno, se enfriarán lentamente hasta convertirse en enanas negras.

Datos de las estrellas en la secuencia principal

La siguiente tabla muestra valores típicos para estrellas en la secuencia principal. Los valores de brillo (L), tamaño (R) y masa (M) se comparan con los del Sol, que es una estrella de tipo G2V. Los valores reales de una estrella pueden variar un poco.

La secuencia principal como fase de vida de una estrella

La secuencia principal es la etapa en la que una estrella "quema" hidrógeno en su centro a través de la fusión nuclear. Una vez que una estrella está en la secuencia principal, tiene un núcleo donde el hidrógeno se convierte en helio, y una capa exterior que lleva la energía a la superficie. La mayoría de las estrellas pasan alrededor del 90% de su vida en esta fase.

Durante esta etapa, las estrellas usan su "combustible" nuclear poco a poco. Pueden permanecer estables por millones de años (las estrellas más grandes y calientes) o miles de millones de años (como el Sol), e incluso cientos de miles de millones de años (las estrellas más pequeñas). A medida que el hidrógeno en el núcleo disminuye, la estrella se contrae un poco para aumentar su temperatura y seguir fusionando. Por eso, las estrellas aumentan su brillo lentamente a lo largo de su tiempo en la secuencia principal. Cuando el hidrógeno del núcleo se agota, la estrella cambia rápidamente y se convierte en una gigante roja.

Reacciones nucleares en la secuencia principal

Dentro de una estrella de la secuencia principal, el hidrógeno se convierte en helio. Esto no ocurre por un choque de cuatro protones a la vez, sino a través de una serie de reacciones en cadena. El tipo de cadena de reacciones que predomina depende de la masa de la estrella, ya que la masa determina la presión y la temperatura en su núcleo.

Cadenas protón-protón (PP)

Las cadenas protón-protón (PP) se llaman así porque comienzan con la fusión de dos protones (núcleos de hidrógeno). Hay tres tipos principales: PPI, PPII y PPIII. Cada una ocurre con más frecuencia a diferentes temperaturas en el núcleo. Estas cadenas ocurren en todas las estrellas, pero son las más importantes en estrellas con una masa menor a 1.5 veces la masa del Sol. Por debajo de 0.08 masas solares, no hay fusión de hidrógeno, y la estrella se convierte en una enana marrón.

En el Sol, la cadena PPI es la más común porque la temperatura media de su núcleo es menor a 14 millones de grados Kelvin.

Ciclo CNO

Las siglas CNO se refieren a los elementos carbono, nitrógeno y oxígeno, que participan en estas reacciones. El carbono-12 actúa como un "catalizador" nuclear. Esto significa que ayuda a que la reacción ocurra, pero se recupera al final del ciclo y puede usarse de nuevo.

El ciclo CNO es más importante en estrellas con una masa mayor a 1.5 veces la masa del Sol, donde las temperaturas del núcleo son más altas (más de 20 millones de grados Kelvin). Como el ciclo CNO depende del carbono, nitrógeno y oxígeno, es más común en estrellas que tienen más de estos elementos. Las primeras estrellas del universo, que tenían muy pocos de estos elementos, probablemente usaban principalmente las cadenas PP.

Comparación entre las cadenas PP y el ciclo CNO

El ciclo CNO es mucho más sensible a la temperatura que las cadenas PP. Esto significa que, a temperaturas muy altas (más de 20 millones de grados Kelvin), el ciclo CNO se vuelve la principal fuente de energía de la estrella. Esto ocurre en estrellas más grandes.

En el Sol, las cadenas PP producen la mayor parte de la energía (alrededor del 98.5%). Solo un pequeño porcentaje proviene del ciclo CNO. Sin embargo, si nuestro Sol fuera solo un 20% más masivo, el ciclo CNO ya sería la fuente principal de su energía. Las estrellas que usan el ciclo CNO consumen su hidrógeno mucho más rápido que las que usan las cadenas PP.

Posición de la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell

Cuando miras el diagrama de Hertzsprung-Russell, la secuencia principal forma una línea diagonal que va desde la parte superior izquierda (estrellas calientes y brillantes) hasta la parte inferior derecha (estrellas frías y menos brillantes). Esto se debe a que el brillo y la temperatura de una estrella en la secuencia principal están directamente relacionados con su masa. Las estrellas más masivas son más calientes y brillantes, mientras que las menos masivas son más frías y menos brillantes.

Galería de imágenes

Véase también

En inglés: Main sequence Facts for Kids