El de secuencia principal es el nombre para una secuencia continua de estrellas que aparezcan en un diagrama del color contra el brillo para los grupos de estrellas. Se saben éstos colorean diagramas de la magnitud mientras que el Hertzsprung-Russell diagrams después de sus correveladores, Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell . Las estrellas en esta venda se conocen como las estrellas de secuencia principal o estrellas enanas .
Después de que una estrella haya formado, genera energía en la región caliente, densa de base con la fusión nuclear de los átomos del hidrógeno en el helio . Durante esta etapa del curso de la vida de la estrella, está situada a lo largo del de secuencia principal en una posición determinada sobre todo por su masa, pero también basada sobre su composición química y otros factores. Generalmente más masiva la estrella el más corto su vida útil en el de secuencia principal. Después de que el combustible del hidrógeno en la base se haya consumido, la estrella se desarrolla lejos del de secuencia principal.
El de secuencia principal se divide a veces en las partes superiores y más inferiores, basadas en los procesos que las estrellas utilizan para generar energía. Estrellas debajo de cerca de 1.5 veces la masa de los átomos de hidrógeno del fusible de Sun (o 1.5 masas solares) junto en una serie de etapas de formar el helio; una secuencia llamó la cadena del Protón-protón. Sobre esta masa, en el de secuencia principal superior, el proceso de la fusión nuclear puede en lugar de otro utilizar los átomos del carbón, del nitrógeno y del oxígeno como intermediarios en la producción de helio de los átomos de hidrógeno.
Porque hay un gradiente de temperatura entre la base de una estrella y su superficie, la energía se transporta constantemente hacia arriba con las capas de intervención hasta que se irradie lejos en la fotosfera . Los dos mecanismos usados para llevar esta energía a través de la estrella son la radiación y la convección, con el tipo usado dependiendo de las condiciones locales. La convección tiende a ocurrir en regiones con gradientes de temperatura más escarpados, una opacidad más alta o ambas. Cuando la convección ocurre en la región de base que actúa para suscitar las cenizas del helio, así manteniendo la proporción de combustible necesaria para que la fusión ocurra.
Historia
En la parte anterior del vigésimo siglo, la información sobre los tipos y las distancias de las estrellas llegaron a ser más fácilmente disponibles. Los espectros de estrellas eran demostración para tener características distintivas, que permitieron que fueran categorizadas. El Annie salta el cañón y el Edward C. Pickering en el observatorio de la universidad de Harvard había desarrollado un método de clasificación que se conocía como el esquema de clasificación de Harvard. Este esquema fue publicado en los anales de Harvard del en 1901.En el Potsdam en 1906, el danés Ejnar Hertzsprung del astrónomo notó que el stars&mdash más rojo; clasificado como K y M en el scheme&mdash de Harvard; podía ser dividido en dos grupos distintos. Estas estrellas son mucho más brillantes que el Sun, o mucho más débiles. Para distinguir a estos grupos, él los llamó " giant" y " dwarf" estrellas. El año siguiente él comenzó a estudiar las agrupaciones grandes de los racimos de estrella de las estrellas que se coimplantan en aproximadamente la misma distancia. Él publicó los primeros diagramas del color contra la luminosidad para estas estrellas. Estos diagramas demostraron una secuencia prominente y continua de estrellas, que él nombró el de secuencia principal.
En la Universidad de Princeton, el Henry Norris Russell seguía un curso similar de la investigación. Él estudiaba la relación entre la clasificación espectral de estrellas y su brillo real según lo corregido para el distance— su magnitud absoluta . Con este fin él utilizó un sistema de las estrellas que tenían paralajes confiables y muchas cuyo estuvieron tenidas categorizado en Harvard. Cuando él trazó los tipos espectrales de estas estrellas contra su magnitud absoluta, él encontró que las estrellas enanas siguieron una relación distinta. Esto permitió que el brillo verdadero de una estrella enana fuera predicho con exactitud razonable.
De las estrellas del rojo observadas por Hertzsprung, las estrellas enanas también siguieron la relación de la espectro-luminosidad descubierta por Russell. Sin embargo, las estrellas gigantes son mucho más brillantes que enanos y así que no siguen la misma relación. Russell propuso que las estrellas gigantes deban tener una densidad más baja o un superficie-brillo más alto que enanos. La misma curva también demostró que había muy pocas estrellas blancas débiles.
Un esquema refinado para la clasificación estelar fue publicado en 1943 por W. La clasificación del MK asignó a cada estrella un type&mdash espectral; de acuerdo con el classification&mdash de Harvard; y una clase de la luminosidad. Por razones históricas, los tipos espectrales de estrellas seguidas, con los colores extendiéndose de azul al rojo, a la secuencia O, a B, a A, a F, a G, a K y al M. La clase de la luminosidad se extendió de I a V, en orden de la luminosidad decreasing. Las estrellas de la clase de la luminosidad V pertenecieron al de secuencia principal.
Características
Las estrellas de secuencia principal se han estudiado extensivamente a través de modelos estelares, permitiendo que su formación e historia evolutiva estén relativamente bien entendidas. La posición de la estrella respecto al de secuencia principal proporciona la información sobre sus características físicas.La temperatura de una estrella puede ser aproximadamente resuelta tratándola como radiador idealizado de la energía conocido como cuerpo negro . En este caso, el L de la luminosidad y el R del radio son relacionados con el T de la temperatura por la ley de Stefan-Boltzmann:
donde &sigma del ; es el Stefan-Boltzmann constante. La temperatura y la composición de la fotosfera de una estrella determina la emisión de la energía en diversas longitudes de onda. El índice de color, o del B ; − V, medidas la diferencia en esta emisión de la energía por medio de los filtros que capturan la magnitud de la estrella en (el V ) luz azul (el B ) y verde-amarilla. (Midiendo la diferencia entre estos valores, esto elimina la necesidad de corregir las magnitudes para la distancia.) Así la posición de una estrella respecto al diagrama de la hora se puede utilizar para estimar su radio y temperatura.
Modificando las características físicas del plasma en la fotosfera, la temperatura de una estrella también determina su tipo espectral . Éste es un sistema de las clases que se basan en las rayas de absorción en el espectro de una estrella. Las clasificaciones espectrales a lo largo del de secuencia principal consisten en las letras O, B, A, F, G, K, M, en orden de la temperatura decreasing. Una mnemónica popular para memorizar la secuencia de clases estelares es " Oh ser una muchacha/un individuo finos, beso Me" .
Formación
Cuando un Protostar se forma del derrumbamiento de una nube molecular gigante del gas y del polvo en el medio interestelar local, la composición inicial es homogénea en todas partes, consistiendo en el hidrógeno del cerca de 70%, el helio del 28% y cantidades de rastro de otros elementos, por Massachusetts. Durante el derrumbamiento inicial, esta estrella Pre-principal de la secuencia genera energía con la contracción gravitacional. Sobre alcanzar una densidad conveniente, la generación de la energía se comienza en la base usar un proceso exotérmico de la fusión nuclear que convierta el hidrógeno en el helio. las mentiras de la estrella a lo largo de un curvan en el diagrama de Hertzsprung-Russell (o el diagrama de la hora) llamado el estándar de secuencia principal. Los astrónomos referirán a veces a esta etapa como " " de secuencia principal de la edad cero ;, o ZAMS . Esto es una línea calculada por los modelos de ordenador de donde estará una estrella cuando comienza la fusión del hidrógeno; su brillo y temperatura superficial aumentan típicamente de este punto con edad.La estrella permanece cerca de su posición inicial respecto al de secuencia principal hasta que una cantidad significativa de hidrógeno en la base se haya consumido, después comienza a desarrollarse en una estrella más luminosa. (En el diagrama de la hora, la estrella de desarrollo se levanta y a la derecha del de secuencia principal.) Así el de secuencia principal representa la etapa primaria de la combustión hidrogenada del curso de la vida de una estrella. Estos de secuencia principal (y por lo tanto " normal") las estrellas se llaman las estrellas enanas. Esto no es porque son inusualmente pequeñas, sino que por el contrario tienen radios más pequeños y son menos luminosas que el otro tipo principal de estrellas, los enanos blancos de las estrellas gigantes es una diversa clase de estrella que son más pequeños que stars&mdash de secuencia principal; áspero el tamaño de la tierra . Éstos representan la etapa evolutiva final de muchas estrellas de secuencia principal.
Generación de la energía
Todas las estrellas de secuencia principal tienen una región de base donde la energía es generada por la fusión nuclear. La temperatura y la densidad de esta base están en los niveles necesarios sostener la producción energética necesaria para apoyar el resto de la estrella. Una reducción de la producción energética haría la masa de sobreposición para comprimir, aumentando la temperatura y para ejercer presión sobre necesario para la fusión. Asimismo un aumento en la producción energética haría la estrella ampliarse, bajando la presión en la base. Así la estrella forma un sistema autorregulador en el equilibrio hidrostático que es estable sobre el curso de su curso de la vida de secuencia principal.
Los astrónomos dividen el de secuencia principal en las partes superiores y más inferiores, basadas en el método del tipo de proceso de la fusión en la base. Las estrellas en el de secuencia principal superior tienen suficiente masa para utilizar el ciclo CNO para fundir el hidrógeno en el helio. Este proceso utiliza los átomos del carbón, del nitrógeno y del oxígeno como los intermediarios en el proceso de la fusión. En el de secuencia principal más bajo, la energía se genera como resultado de la cadena del Protón-protón, que funde directo el hidrógeno junto en una serie de etapas para producir el helio.
En una temperatura estelar de base 18 millones de fusiones de Kelvins de ambas los procesos son igualmente eficientes. Ésta es la temperatura de base de una estrella con 1. Por lo tanto el de secuencia principal superior consiste en las estrellas sobre este Massachusetts. El límite superior evidente para una estrella de secuencia principal es 120-200 masas solares. El límite más bajo para la fusión nuclear continua es cerca de 0. Las estrellas de la masa de tamaño mediano, bajas como el Sun tienen una región de base que sea estable contra la convección y una zona de la convección cerca de la superficie. Esto produce la mezcla de las capas externas, pero un burning menos eficiente del hidrógeno en la estrella. El resultado eventual es la acumulación de una base helio-rica, rodeada por una región hidrógeno-rica. Por el contrario, fresco, estrellas de la bajo-masa ser convectivo en todas partes. El helio producido en la base se distribuye a través de la estrella, produciendo una atmósfera relativamente uniforme. El aumento de la luminosidad de una estrella cambia su posición respecto al diagrama de la hora; dando por resultado un ensanchamiento de la venda de secuencia principal porque las estrellas son al azar etapas observadas en su curso de la vida.
Las estrellas en el de secuencia principal no mienten sobre una curva estrecha en el diagrama de la hora. Esto está sobre todo debido a las incertidumbres de observación que afectan principalmente a la distancia de la estrella en la pregunta, pero también debido a descomponer en factores en las estrellas binarias sin resolver sin embargo, incluso las observaciones perfectas llevarían a un de secuencia principal borroso, porque la masa no es único parámetro de una estrella. Además de variaciones en &mdash de la composición química ; ambos debido a la abundancia inicial y el estado evolutivo de la estrella, la presencia de un compañero del cierre, la rotación rápida, o un campo magnético pueden también mover una estrella levemente en el de secuencia principal, para nombrar apenas algunos factores. Por ejemplo, hay estrellas con una abundancia de elementos muy baja con números atómicos más altos que helium— conocido como stars&mdash Metal-pobre ; esa mentira apenas debajo del de secuencia principal. También conocido como Subdwarfs estas estrellas también están fundiendo el hidrógeno en su base y marcan tan el borde más bajo de la borrosidad de secuencia principal debido a la composición química.
Una región casi vertical del diagrama de la hora se conoce como la tira de la inestabilidad y es ocupada por el que pulsa variable estas estrellas de las estrellas varía en magnitud en los intervalos regulares, dándoles un aspecto que pulsa. La tira interseca la parte superior del de secuencia principal en la región de la clase A y de estrellas de F; entre una y dos masas solares. Sin embargo, las estrellas de secuencia principal en esta región experimentan solamente pequeñas variaciones en magnitud y así que son duras de detectar.
Curso de la vida
La vida útil que una estrella pasa en el de secuencia principal es gobernada por dos factores. La cantidad total de energía que se puede generar con la fusión nuclear del hidrógeno es limitada por la cantidad de combustible disponible del hidrógeno que se puede consumir en la base. Para una estrella en equilibrio, la energía generada en la base debe ser por lo menos igual a la energía irradiada en la superficie. Puesto que la luminosidad da la cantidad de energía irradiada por tiempo de unidad, la vida total se puede estimar, a la primera aproximación, como la energía total producida dividió por la luminosidad de la estrella.
Nuestro Sun ha sido una estrella de secuencia principal por cerca de 4.5 mil millones años y continuará siendo uno por otros 5.5 mil millones años, para un curso de la vida de secuencia principal total de los años 1010. Después de que la fuente del hidrógeno en la base se agote, se ampliará para convertirse en un gigante rojo y para fundir los átomos del helio para formar el carbón . Como la salida de la energía del proceso de la fusión del helio por masa de unidad es solamente alrededor de un décimo la salida de la energía del proceso del hidrógeno, esta etapa dura solamente para el cerca de 10% del curso de la vida activo total de una estrella. Así, en promedio, el cerca de 90% de las estrellas observadas estarán en el de secuencia principal.
En las estrellas medias, de secuencia principal se saben para seguir una relación empírica de la masa-luminosidad. La luminosidad ( L ) de la estrella es aproximadamente relacionada a la masa total ( M ) como la ley de energía siguiente :
La cantidad de combustible disponible para la fusión nuclear es proporcional a la masa de la estrella. Así, el curso de la vida de una estrella en el de secuencia principal puede ser estimado comparándolo al Sun:
donde M y L están masa y luminosidad de estrella, respectivamente, es solar masa, del bigodot es la luminosidad solar y el es el curso de la vida de secuencia principal estimado de la estrella.
Esto es un resultado antiintuitivo, pues estrellas más masivas tienen más combustible a quemar y se pudieron esperar a más largo pasado. En lugar, las estrellas más ligeras, menos que un décimo de una masa solar, mayo pasado durante trillón años. Para las estrellas más pesadas, sin embargo, esta relación de la masa-luminosidad empareja mal el curso de la vida estimado, que por lo menos algunos millón de años pasados. Una representación más exacta da una diversa función para las varias gamas de Massachusetts.
La relación de la masa-luminosidad depende de cómo la energía se puede transportar eficientemente de la base a la superficie. Una opacidad más alta tiene un efecto aislador que conserve más energía en la base, así que la estrella no necesita producir tanta energía para permanecer en el equilibrio hidrostático . Por el contrario, escapes más bajos de la opacidad de una energía de los medios más rápido y la estrella deben quemar más combustible para permanecer en equilibrio. La nota, sin embargo, que una opacidad suficientemente alta puede dar lugar a transporte de la energía vía la convección, que cambia las condiciones necesitó permanecer en equilibrio.
En estrellas de secuencia principal de la alta masa, la opacidad es dominada dispersando de electrón, que es casi constante con el aumento de temperatura. Así la luminosidad aumenta solamente como el cubo del Massachusetts de la estrella. Para las estrellas debajo de 10 por la masa solar, la opacidad llega a ser dependiente en temperatura, dando por resultado la luminosidad que varía aproximadamente como la cuarta energía del Massachusetts de la estrella. Para las estrellas de la masa muy baja, las moléculas en la atmósfera también contribuyen a la opacidad. Debajo de cerca de 0.5 masas solares, la luminosidad de la estrella varía como la masa a la energía de 2.3, produciendo aplanar de la cuesta en un gráfico de la masa contra luminosidad. Incluso estos refinamientos son solamente una aproximación, sin embargo, y la relación de la masa-luminosidad puede variar dependiendo de una composición de las estrellas.
Pistas evolutivas
Una vez que una estrella de secuencia principal consume el hidrógeno en su base, la pérdida de generación de la energía hace derrumbamiento gravitacional reasumir. El hidrógeno que rodea la base alcanza suficientes temperatura y presión de experimentar la fusión, formando una cáscara de la combustión hidrogenada que rodea una base del helio. En consecuencia de este cambio, el sobre externo de la estrella se amplía y disminuye en la temperatura, dándole vuelta en un gigante rojo . A este punto la estrella se está desarrollando del de secuencia principal y está incorporando la rama gigante. (La trayectoria que la estrella ahora sigue a través del diagrama de la hora se llama una pista evolutiva.) La base del helio de la estrella continúa derrumbándose hasta que sea apoyada enteramente por el &mdash de la presión de la degeneración del electrón; un efecto mecánico del quántum que restringe cómo la materia puede ser condensada de cerca. Para las estrellas de la intermedio-masa de más de 2 masas solares la base puede alcanzar una temperatura donde llega a ser bastante caliente para quemar el helio en el carbón vía el proceso alfa del triple.
Cuando un racimo de las estrellas se forma en el tiempo casi igual, la vida de estas estrellas dependerá de sus masas individuales. Las estrellas más masivas saldrán de primer de secuencia principal, seguido constantemente en orden por las estrellas de masas siempre más bajas. Así las estrellas se desarrollarán en la orden de su posición respecto al de secuencia principal, procediendo del más masivo en la izquierda hacia la derecha del diagrama de la hora. El cargo actual donde las estrellas en este racimo están saliendo de secuencia principal se conoce como el punto turn-off. Sabiendo la vida útil de secuencia principal de estrellas a este punto, llega a ser posible estimar la edad del racimo.
Parámetros estelares
La tabla debajo de los valores típicos de las demostraciones para las estrellas a lo largo del de secuencia principal. Los valores de la luminosidad (l), del radio (r) y total (m) están concerniente al Sun— una estrella enana con una clasificación espectral de G2 V. Los valores reales para una estrella pueden variar cerca tanto como 20-30% de los valores enumerados abajo. La coloración de la columna estelar de la clase da una representación aproximada del color fotográfico de la estrella, que es una función de la temperatura superficial eficaz .
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Proceso de la combustión hidrogenada Inestabilidad
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