Seqüència principal: diferència entre les revisions

La '''seqüència principal''' d'un [[diagrama Hertzsprung-Russell]] és la [[corba]] en què es troben la majoria dels [[estel]]s. Els estels en aquesta corba s'anomenen '''''estels de seqüència principal''''' o '''[[estrella nan|''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 [[estel binari|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 aen la seqüència principal. També ho fan els companys propers, la rotació o els camps magnètics, entre d'altres. De fet, hi ha estels molt [[pobre en metall|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 [[astrònom]]s 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 i sortir de la seqüència principal, i sortir-ne, quan neixen o quan comencen a apagar-se, respectivament.

El [[Sol]] és un estel de seqüència principal—hoprincipal —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 estel·lar|nucli]], s'expandirà i es convertirà en un [[gegant vermell]].

onen què <math>M_\bigodot</math> és la massa del Sol, <math>M</math> és la massa de l'estel i <math>\tau_{ms}</math> 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 gaire bégairebé amb la longevitat dels estels més pesants, que duren almenys uns quants milions d'anys.

* [[Inestabilitat]].

* [http://www.io.com/~iareth/mainsequence.html Les "zones de vida" dels estels de seqüència principal] {{en}}.