Seqüència principal

Un diagrama de Hertzsprung-Russell representa la lluminositat (o magnitud absoluta) d'un estel en relació amb el seu índex de color (presentat com a B-V). La seqüència principal és la banda gruixuda que baixa en diagonal des de l'extrem superior esquerre fins a l'extrem inferior dret. Aquest diagrama mostra 22.000 estels del Catàleg Hipparcos i 1.000 estels de baixa lluminositat (nans rojos i blancs) del Catàleg Gliese d'Estels Pròxims.

La seqüència principal d'un diagrama de Hertzsprung-Russell és la corba en què es troben la majoria dels estels. Els estels en aquesta corba s'anomenen estels de seqüència principal o estels nans.

Aquesta corba és tan pronunciada perquè tant el tipus espectral com la lluminositat depenen únicament de la massa d'una estrella mentre aquesta fusioni hidrogen —i això és el que fan gairebé tots els estels durant la seva vida activa.

La seqüència principal no segueix una corba completament homogènia; això és conseqüència principalment de les incerteses observacionals que afecten sobretot la distància a què es troba l'estel en qüestió, així com els estels binaris.

Tanmateix, fins i tot una observació perfecta produiria una seqüència principal borrosa, ja que la massa no és l'únic paràmetre d'un estel. La seva composició química i estat evolutiu també canvien lleugerament la posició d'un estel en la seqüència principal. També ho fan els companys propers, la rotació o els camps magnètics, entre d'altres. De fet, hi ha estels molt pobres en metall (subnans) que es troben just a sota de la seqüència principal, malgrat que fusionen hidrogen, i marquen el límit inferior del marge d'incertesa de la seqüència principal a causa de la composició química.

Els astrònoms es refereixen ocasionalment a la «seqüència principal d'edat zero» (zero age main sequence - ZAMS). Es tracta d'una línia calculada amb models virtuals del punt en què es trobarà un estel quan comenci la fusió d'hidrogen; la seva lluminositat i temperatura de superfície solen augmentar amb l'edat a partir d'aquest punt. Els estels solen entrar a la seqüència principal, i sortir-ne, quan neixen o quan comencen a apagar-se, respectivament.

El Sol és un estel de seqüència principal —ho ha estat durant uns 4.500 milions d'anys i ho serà durant uns altres 4.500 milions d'anys. El seu tipus espectral és G2 V. Una vegada s'exhaureixi el subministrament d'hidrogen del nucli, s'expandirà i es convertirà en un gegant vermell.

La longevitat en seqüència principal d'un estel es pot estimar a partir de la seva massa en relació a la del Sol d'aquesta manera:

$\tau _{ms}\sim 10^{10}\cdot \left[{\frac {M_{\bigodot }}{M}}\right]^{2.5}{\mbox{ anys}}$

en què $M_{\bigodot }$ és la massa del Sol, $M$ és la massa de l'estel i $\tau _{ms}$ és l'estimació de la seva longevitat en seqüència principal. Els estels més lleugers, amb menys del 10% de la massa solar, poden durar més d'un bilió d'anys. Tanmateix, aquesta estimació no es correspon gairebé amb la longevitat dels estels més pesants, que duren almenys uns quants milions d'anys.

Dades de la seqüència principal

Diagrama Hertzsprung-Russell

Tipus espectral

Nans marrons

Nans blancs

Nans rojos

Subnans

"Nans"

Seqüència principal

Subgegants

Estels gegants

Gegants brillants

Supergegants

Hipergegants

magnitud

absol-

uta

(M_V)

La taula següent mostra els paràmetres típics dels estels de seqüència principal. Els valors de lluminositat (L), radi (R) i massa (M) són en relació al Sol. Hi ha un marge d'incertesa del 20-30%. La coloració de la columna de classe estel·lar dona una representació aproximada del color de l'estel.

Classe estel·lar	Radi	Massa	Lluminositat	Temperatura
	R/R☉	M/M☉	L/L☉	K
O2	16	158	2.000.000	54.000
O5	14	58	800.000	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	5.700
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	0,013	3.200
M8	0,15	0,10	0,0008	2.500
M9.5	0,10	0,08	0,0001	1.900

Bibliografia

General

• Kippenhahn, Rudolf, 100 Billion Suns, Basic Books, New York, 1983.

Tècnica

• Arnett, David. Supernovae and Nucleosynthesis. Princeton: Princeton University Press, 1996. 
• Bahcall, John N. Neutrino Astrophysics. Cambridge: Cambridge University Press, 1989. ISBN 978-0-521-37975-5. 
• Bahcall, John N.; Pinsonneault, M.H.; Basu, Sarbani «Solar Models: Current Epoch and Time Dependences, Neutrinos, and Helioseismological Properties». The Astrophysical Journal, vol. 555, 2001, pàg. 990–1012. arXiv: astro-ph/0010346. Bibcode: 2001ApJ...555..990B. DOI: 10.1086/321493.
• Barnes, C. A.. Essays in Nuclear Astrophysics. Cambridge: Cambridge University Press, 1982. 
• Bowers, Richard L.; Deeming, Terry. Astrophysics I: Stars. Boston: Jones and Bartlett, 1984. 
• Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. An Introduction to Modern Astrophysics. San Francisco: Pearson Education Addison-Wesley, 2007. ISBN 978-0-8053-0402-2. 
• Chabrier, Gilles; Baraffe, Isabelle «Theory of Low-Mass Stars and Substellar Objects». Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 38, 2000, pàg. 337–377. arXiv: astro-ph/0006383. Bibcode: 2000ARA&A..38..337C. DOI: 10.1146/annurev.astro.38.1.337.
• Chandrasekhar, S. An Introduction to the study of stellar Structure. New York: Dover, 1967. 
• Clayton, Donald D. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. Chicago: University of Chicago, 1983. ISBN 978-0-226-10952-7. 
• Cox, J. P.; Giuli, R. T.. Principles of Stellar Structure. New York City: Gordon and Breach, 1968. 
• Fowler, William A.; Caughlan, Georgeanne R.; Zimmerman, Barbara A. «Thermonuclear Reaction Rates, I». Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 5, 1967, pàg. 525. Bibcode: 1967ARA&A...5..525F. DOI: 10.1146/annurev.aa.05.090167.002521.
• Fowler, William A.; Caughlan, Georgeanne R.; Zimmerman, Barbara A. «Thermonuclear Reaction Rates, II». Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 13, 1975, pàg. 69. Bibcode: 1975ARA&A..13...69F. DOI: 10.1146/annurev.aa.13.090175.000441.
• Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia. Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Second Edition. New York: Springer-Verlag, 2004. 
• Harris, Michael J.; Fowler, William A.; Caughlan, Georgeanne R.; Zimmerman, Barbara A. «Thermonuclear Reaction Rates, III». Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 21, 1983, pàg. 165. Bibcode: 1983ARA&A..21..165H. DOI: 10.1146/annurev.aa.21.090183.001121.
• Iben, Icko Jr «Stellar Evolution Within and Off the Main Sequence». Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 5, 1967, pàg. 571. Bibcode: 1967ARA&A...5..571I. DOI: 10.1146/annurev.aa.05.090167.003035.
• Iglesias, Carlos A.; Rogers, Forrest J. «Updated Opal Opacities». The Astrophysical Journal, vol. 464, 1996, pàg. 943. Bibcode: 1996ApJ...464..943I. DOI: 10.1086/177381.
• Kippenhahn, Rudolf; Weigert, Alfred. Stellar Structure and Evolution. Berlin: Springer-Verlag, 1990. 
• Liebert, James; Probst, Ronald G. «Very Low Mass Stars». Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 25, 1987, pàg. 437. Bibcode: 1987ARA&A..25..473L. DOI: 10.1146/annurev.aa.25.090187.002353.
• Novotny, Eva. Introduction to Stellar Atmospheres and Interior. New York City: Oxford University Press, 1973. 
• Padmanabhan, T. Theoretical Astrophysics. Cambridge: Cambridge University Press, 2002. 
• Prialnik, Dina. An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge: Cambridge University Press, 2000. 
• Shore, Steven N. The Tapestry of Modern Astrophysics. Hoboken: John Wiley and Sons, 2003. 

Vegeu també

• Inestabilitat.

Enllaços externs

• Les "zones de vida" dels estels de seqüència principal Arxivat 2009-08-04 a Wayback Machine. (anglès).