¿Es la "secuencia principal" una secuencia temporal?

No, la Secuencia Principal es más como una línea de partida . La mayoría de las estrellas pasan mucho tiempo en un punto ( 10 mil millones de años para el sol) mientras fusionan hidrógeno en helio. Luego se alejan de él.

En este diagrama , la línea negra es la Secuencia principal. Las líneas de colores muestran secuencias temporales. Este progreso a través del tiempo de una estrella individual se llama su trayectoria evolutiva .

Los números a lo largo de la línea negra son masas solares (1=el sol). Este diagrama evolucionó a través de una secuencia de imágenes de los usuarios de Wikimedia Rursus , GAS y Jesusmaiz.

¿Es esto en algún sentido una secuencia temporal?

Realmente no. Al menos no en el sentido de una estrella deslizándose a lo largo de la secuencia principal. Eso no sucede. En cambio, una estrella permanece más o menos estacionada en un punto de la secuencia principal durante su vida como estrella de secuencia principal.

Una protoestrella es más luminosa y fría que la estrella de secuencia principal de edad cero en la que se convertirá. Una vez que una estrella "se enciende" (comienza a fusionar hidrógeno (no deuterio)) es cuando una estrella ingresa a la secuencia principal. Aquí es donde la estrella pasa la mayor parte de su vida. En el caso de las estrellas pequeñas, estrellas cuya masa es inferior al 40% de la masa del Sol, aquí es donde la estrella pasará la totalidad de su vida como estrella. Las estrellas pequeñas se vuelven más y más tenues a medida que envejecen.

Las estrellas más grandes no se mezclan completamente desde el núcleo más interno hasta las regiones más externas. Estas estrellas más grandes acumulan una ceniza de helio a medida que envejecen. Esta fusión de hidrógeno eventualmente llega a su fin cuando todo el hidrógeno en el núcleo se ha fusionado en helio. Ahí es cuando la estrella sale de la secuencia principal. A diferencia de las estrellas pequeñas, las estrellas más grandes se vuelven más brillantes (más luminosas) a medida que envejecen.

Las estrellas más grandes (estrellas de más del 40% de la masa solar) pueden duplicar o triplicar su luminosidad a medida que envejecen. Eso es un aumento de un tercio a medio orden de magnitud, y eso es pequeño en comparación con la diferencia de once o doce órdenes de magnitud en la luminosidad que se muestra en un diagrama HR entre la enana roja más pequeña y la gigante azul más grande. Lo que esto significa es que una vez que una estrella no diminuta entra en la secuencia principal, más o menos permanece en ese punto de la secuencia principal hasta que abandona la secuencia principal.

La secuencia principal es principalmente una meseta que alcanza una estrella después de que está completamente formada, pero antes de que comience a quedarse sin hidrógeno para alimentar las reacciones de fusión normales. Y sí, la secuencia es principalmente un orden: por masa, no por edad. Digo principalmente porque la edad tiene algún efecto (consulte la sección del artículo de Wikipedia sobre la secuencia principal con respecto a la variación de temperatura-luminosidad ). El resultado es que las estrellas más viejas son un poco más calientes y brillantes que las estrellas más jóvenes.

Para la mayoría de las estrellas, gran parte de la luz que emite es radiación de cuerpo negro . La cantidad de energía que produce una estrella es complicada (como se explica en la página de la relación masa-luminosidad ), pero la conclusión es que para las estrellas con una masa más grande, la producción de energía aumenta significativamente en relación con su área de superficie y, por lo tanto, es más caliente. . La página sobre radiación de cuerpo negro tiene una buena explicación que incluye un gráfico de temperatura que muestra cómo la temperatura de la superficie de las estrellas más pequeñas se vuelve roja y, a medida que aumenta la masa, se vuelve naranja, amarilla, verde y azul.

La mayor tasa de fusión (en relación con el tamaño) explica por qué las estrellas más grandes se quedan sin hidrógeno más rápido que las estrellas más pequeñas.

Respuesta corta

La respuesta es no. La secuencia principal es una secuencia en masa (y no una secuencia en el tiempo).

Las estrellas más masivas se encuentran en la parte superior izquierda (ya que son las más brillantes y las más calientes/azules). Las estrellas de menor masa se encuentran en la parte inferior izquierda (ya que son más tenues y más frías/rojas).

Siguiendo la secuencia principal de arriba a la izquierda a abajo a la derecha hay una secuencia de mayor a menor masa.

Un poco más de fondo

Los astrónomos Hertzsprung y Russel fueron de los primeros en notar que el brillo y los colores de las estrellas no son solo aleatorios, sino que la gran mayoría de las estrellas muestran una estrecha relación entre el brillo y el color. Las estrellas más brillantes suelen ser más azules (= más calientes) y las estrellas más tenues suelen ser más rojas (= más frías).

Al trazar las propiedades de las estrellas en un diagrama que muestra el brillo en el eje vertical y el color (o temperatura) en el eje horizontal, resulta que la gran mayoría de las estrellas se encuentran en una franja bastante estrecha en este diagrama. Llamamos a este punto la secuencia principal, simplemente porque la mayoría de las estrellas se encuentran en él. (Hay excepciones, por ejemplo, las gigantes rojas y las enanas blancas no se encuentran en esta secuencia, pero son más raras). Ahora llamamos a este diagrama diagrama de Hertzsprung-Russel.

La mayoría de las estrellas se encuentran en esta secuencia porque pasan allí alrededor del 90% de su tiempo de vida, sin cambiar mucho. El sol es también una de las muchas estrellas de la secuencia principal. Todas las estrellas de la secuencia principal están alimentadas por fusión nuclear de hidrógeno en sus centros calientes. Esta es una fuente de combustible tan eficiente para una estrella, que dura el 90% de su vida.

Los modelos informáticos ayudaron a los astrónomos a comprender cómo se mueven las estrellas a través del diagrama de Hertzsprung-Russel cuando envejecen. Cuando las estrellas se quedan sin combustible de hidrógeno en sus centros, comienzan a cambiar y abandonan la secuencia principal. Aquí es cuando pueden crecer y convertirse en gigantes rojas. Estos cambios relativamente rápido. Por eso no vemos muchas estrellas fuera de la secuencia principal. Las huellas de cómo se mueven las estrellas a través del diagrama a medida que envejecen se denominan huellas evolutivas. Estas pistas evolutivas se pueden considerar como secuencias de tiempo.