¿Qué es una estrella de secuencia principal?

Explicadores anteriores han respondido la pregunta de qué son las estrellas de tipo K y tipo B, en ambos casos también observan por qué importan. Ambas son subclases de la categoría más amplia, estrellas de secuencia principal.

El ciclo de vida de una estrella

La galaxia fue una vez más que una vasta nube de hidrógeno, un poco de helio y litio, y casi con certeza mucha materia oscura. Donde el gas era más denso, la gravedad se basaba en más material y provocó que esa densidad aumentara en un proceso inicialmente autosuficiente.

Finalmente, la densidad alcanzó un punto en el que sucedió algo que nos dejaría sin aliento si no estuviéramos tan familiarizados con su resultado: fusión encendida. Tanto gas se concentró en un área pequeña que la fuerza gravitacional se hizo lo suficientemente grande como para superar la repulsión electrostática entre los protones, y había luz.

El mismo proceso ocurrió en millones de ubicaciones en toda la galaxia, lo que provocó las primeras estrellas.

Durante la mayor parte de su vida, la estrella principalmente hace una cosa: convertir el hidrógeno en helio.

Cada átomo de helio tiene ligeramente menos masa que los cuatro átomos de hidrógeno que se dedicaron a hacerlo. Parte de ese déficit de masa se convierte en partículas como los neutrinos, pero la mayor parte se convierte en energía. Por la fórmula E = MC²una pequeña cantidad de masa se convierte en mucha energía cuando se multiplica por la velocidad de la luz al cuadrado.

Vemos parte de esa energía cuando miramos al cielo nocturno y sentimos algo a la luz del día. La energía también proporciona una fuerza externa que contrarresta la gravedad, evitando que la estrella se derrumbe aún más.

Mientras esto sea lo principal que está haciendo una estrella, se considera que está en la secuencia principal.

Cuando una estrella se queda sin hidrógeno, las cosas comienzan a cambiar. Primero, el núcleo se queda sin hidrógeno, pero Fusion continúa en una concha a su alrededor. Luego, las estrellas comienzan a fusionar helio en berilio y carbono, que luego se convierten en principios a elementos más pesados, pero alrededor de este tiempo los procesos se vuelven más complejos, y los caminos de las estrellas divergen. En este punto, dejan de considerarse parte de la secuencia principal.

Identificación de la secuencia principal

Cuando los astrónomos comenzaron a tratar de dar sentido a las diferencias entre las estrellas que podían ver, no sabían nada de esto.

En cambio, observaron que las estrellas tenían una amplia gama de temperaturas, indicadas por su color, que es causada por la longitud de onda en la que emiten la mayor luz.

Para darle sentido a esto, dos astrónomos, Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell, hicieron independientemente una tabla de color de estrellas en comparación con su brillo. Ahora conocido como el diagrama Hertzsprung-Russell, esto muestra que la mayoría de las estrellas se quedan cerca de una línea larga, algo tambaleante, que va desde la parte superior izquierda hasta la parte inferior derecha. Una minoría de estrellas se desvía hacia la parte superior derecha (fase gigante) o se sienta lejos en la parte inferior izquierda (enanos blancos, consideradas estrellas muertas).

La línea se conoció como la secuencia principal.

Grupos de astrónomos competitivos encontraron diferentes formas de clasificar las estrellas de secuencia principal principalmente por la temperatura. El que se adoptó ampliamente, ilógico como es, usa las letras O, B, A, F, G, K, M, comenzando con lo más popular y terminando con los más geniales.

Un patrón se hizo evidente: para la mayoría de las estrellas, hubo una relación entre la temperatura y la masa. Las estrellas de masa más grandes pueden fusionar su material mucho más rápidamente, liberando mucho más energía por segundo que sus contrapartes más pequeñas. La vida de una estrella va de acuerdo con una fórmula de l ∝m^-2.5 Donde L es de vida y M es masa. La fórmula no es exacta, variando un poco con la composición química inicial.

Durante la mayor parte de su ciclo de vida, puede obtener una estimación bastante buena de la masa de una estrella a partir de su color.

Sin embargo, esto no funciona para las estrellas desde el principio o el final de sus vidas. Las estrellas no saltan directamente a su brillo máximo, comenzando relativamente débil y iluminando lentamente, por lo que una estrella muy joven pero muy masiva aún puede ser bastante genial, según los estándares de las estrellas, al principio.

Las cosas se vuelven aún más complejas al final, y las estrellas pueden tomar muchos caminos hacia sus muertes. El más famoso es hincharse para convertirse en un gigante rojo. Basado solo en el color, los gigantes rojos o las supergigiantes parecen estrellas de tipo M, también conocidas como enanos rojos, aunque su temperatura es la misma, tienen millones de veces el volumen y, por lo tanto, la energía total liberada es mucho mayor. Es por eso que podemos ver a Betelgeuse a simple vista, pero no a Proxima Centauri, a pesar de estar más de cien veces más lejos.

Sería una tontería juntar estrellas tan diferentes en la misma clase.

En consecuencia, la división más importante para clasificar las estrellas es entre la secuencia principal y el resto. En el primer caso, la fusión de hidrógeno en el núcleo es el proceso dominante, y la temperatura y la masa se relacionan (con alguna variación por edad y composición química), mientras que las cosas son muy diferentes para el resto.

¿Dónde encaja el sol?

El sol es en gran medida una estrella de secuencia principal, en la categoría de tipo G (G2V para ser preciso). Ha estado fusionando hidrógeno durante 4.600 millones de años, pero aún tiene casi tres veces más que el helio.

Sin embargo, se cree que el sol está casi a la mitad de su «vida», donde su estado futuro como enano blanco no cuenta. Solo unos mil millones de años serán en la fase gigante roja.

La secuencia es «principal» porque es donde las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas.

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