La secuencia principal se utiliza en la astrofísica para clasificar a las estrellas y, gracias a esto, descubrir patrones con los cuales aproximarse al tiempo de vida de un cúmulo de cuerpos estelares, así como su descenso dentro de la evolución estelar hasta su ciclo final. Veamos de qué se trata y por qué es tan importante.
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La secuencia principal y el diagrama HR
Se denomina secuencia principal a la categoría de estrellas que se encuentran en su fase de madurez. Este estado dura la mayor parte del tiempo de vida de una estrella.
Las estrellas que se encuentran dentro de la secuencia principal tienen como común denominador la fusión nuclear del hidrógeno como fuente de energía y luminosidad. Algunas estrellas no alcanzan a entrar en la secuencia principal, que es un estadio estable y progresivo.
Si se comparan o categorizan todas las estrellas observables, la mayoría de ellas estarán agrupadas en esta categoría. Por definición, su clasificación como estrella de secuencia principal se decide después de que el cuerpo celeste supera su fase de protoestrella.
El diagrama de Ejnar Hertzsprung y Henry N. Russel
Los astrónomos antiguos observaron durante muchos años las estrellas del firmamento en busca de información que les permitiera clasificarlas.
A principios del siglo XX, Ejnar Hertzsprung realizó un diagrama de dispersión, en el cual comparaba la luminosidad de varias estrellas con sus respectivos colores.
Un par de años más tarde, trabajando de forma completamente independiente, Henry N. Russel creó un diagrama de dispersión, con el cual comparaba la luminosidad de las estrellas con su temperatura de superficie que, en cierto sentido, determina el color de una estrella. Por ejemplo, los brillos de estrellas blancas indican temperaturas de superficie de entre 7.600 y 10.000 K.
La fusión de estos diagramas casi idénticos se conocería como el diagrama de Hertzsprung-Russell.
La secuencia principal de una estrella
El diagrama de HR tiene mucho que ver con la secuencia principal, de hecho, este término nace gracias a este diagrama.
Si se observa un gráfico Hertzsprung-Russell con miles de estrellas, comparando su luminosidad con su temperatura/color, rápidamente se podrán notar patrones en ellas.
El patrón más notable es que la mayoría de las estrellas se encuentran ubicadas en una franja que cruza de manera diagonal casi todo el plano. Es esta franja del gráfico HR lo que se conoce como la secuencia principal. Paradójico, ya que no existe una secuencia secundaria.
Toda esta franja está ocupada por estrellas que han alcanzado la fase de madurez y han sido capaces de fusionar hidrógeno.
Muy lentamente, mientras queman combustible, las estrellas de la secuencia principal van cambiando de fase. Cuando las reservas en su núcleo se agotan, estas comienzan a sufrir transformaciones más rápidas.
Estas aproximaciones no incluyen elementos teóricos como la estrella negra o los agujeros negros.
Factores que determinan la composición de la secuencia principal
Las estrellas que se ubican en el diagrama de HR se clasifican dependiendo de su tipo espectral, una especie de huella electromagnética que se puede percibir a grandes distancias, con su respectivo tiempo de retraso, lo que ayuda a definir su color, temperatura efectiva y luminosidad.
Todos estos datos posicionan a las estrellas en algún lugar del plano, permitiendo entender si están o no dentro de la secuencia principal.
Luminosidad
La luminosidad es una propiedad física que se utiliza constantemente en la astrología para hacer referencia a la cantidad de energía que emite un cuerpo celeste hacia todas direcciones, por unidad de tiempo.
Hay que tener cuidado de no confundir la luminosidad con el brillo de los astros.
Mientras que la luminosidad depende de la magnitud absoluta de un astro, es decir, que es una propiedad inherente a la estrella, el brillo depende de la cercanía del objeto con el observador.
Dependiendo del nivel de luminosidad, las estrellas se clasifican desde las más luminosas y masivas (0, la+ y lb) hasta las menos luminosas (I,II,III, IV, V, VI y VII).
Las estrellas V son estrellas de secuencia normal
Temperatura efectiva
La temperatura efectiva es un estimado de la temperatura de la superficie de un cuerpo.
Evidentemente, esta no se puede comprar con la temperatura del núcleo, la cual es sumamente elevada en comparación.
En astrofísica se considera que la temperatura efectiva está íntimamente relacionada con el color de la estrella y con su luminosidad. Para clasificarlo se utilizan las letras O, B, A, F, G, K y M, seguidas de un número del 0 al 9. Para categorizar a las estrellas desde las más calientes, a las menos calientes.
Tipo espectral de la secuencia principal
Pese a lo que se puede llegar a pesar como primera impresión, dentro de la secuencia principal no hay un grupo homogéneo de estrellas, ni todas compartes exactamente las mismas características.
La secuencia principal debe ser vista más como una fuerte tendencia dispersa que se hace cada vez más clara a medida que aumenta el número de astros bajo observación. Dentro de este rango se pueden conseguir estrellas que van desde estrellas gigantes hasta una enana blanca. La variación durante esta fase es imperceptible para los humanos, ya que pueden pasar cientos de millones de años antes de salir de esta etapa de madurez estable.
Por ejemplo, el sol es una estrella G2V, es decir, una estrella de temperatura G2 dentro de la secuencia principal. Dentro del diagrama se puede escuchar el término ZAMS o la secuencia principal de edad 0 que no es más que la zona del gráfico en donde se ubicarían estrellas que apenas acaban de entrar en su fase de consumo de hidrógeno.
Ya que la mayoría de las estrellas han recorrido cierto porcentaje de su vida, son muy pocas las que pueden catalogarse dentro del ZAMS. Las más cercanas a este puesto serían las gigantes azules supermasivas.
Más allá del fin de la secuencia principal
Para entender cuál es el factor que determina cómo muere una estrella de la misma secuencia principal nos tenemos que ir a su composición.
A medida que se agota el combustible de hidrógeno en su interior, las estrellas se irán compactando. Cuando este se agote por completo, la estrella comenzará a crecer de manera masiva para convertirse en una gigante roja. A pesar de que la masa de una gigante roja es baja, alcanzan tamaños de cien a mil millones de kilómetros de diámetro.
Las estrellas de mayor masa tienen una mayor potencia, por lo que su vida se agota más raídamente. Caso contrario con las de baja masa.
La mayoría de las estrellas son de baja masa, por lo que su duración será de varios millones de años. Cientos de millones en algunos casos.
Por esta razón, si se desea saber cuánto dura la secuencia principal de una estrella, lo primero que hay que saber es su masa. Como referencia se puede tomar al Sol, cuyo tiempo de vida es de aproximadamente 10.000 millones de años, a mayor masa en comparación, antes se quemará la estrella.
Ejemplos de estrellas dentro de la secuencia principal
A continuación, se presentan algunas estrellas que se encuentran dentro de la secuencia principal.
El Sol
El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G y luminosidad V siendo la principal fuente de irradiación electromagnética del sistema solar. Comprende más del 90% de la masa de dicho sistema.
Se estima que el Sol ha existido por 4600 millones de años y que prácticamente no ha variado casi nada desde al menos 4000 millones de años. Además, se sabe que seguirá así por al menos unos 4500 millones de años más, antes de convertirse en una gigante roja.
Su distancia es de 8 minutos luz de la tierra.
Theta1 Orionis C
C1 Theta Orionis es una de las estrellas binarias, ubicada en el Cúmulo del Trapecio, dentro de la Nebulosa de Orión.
Esta estrella se encuentra dentro de la secuencia principal y es de tipo O. Orbita junto con una estrella de tipo B. Esta estrella se encuentra a unos 1.500 años luz de distancia. A nivel de observación es la más grande de las 4 entidades brillantes más al centro de Trapecio.
Esta estrella emite una gran cantidad de luz ultravioleta, junto con un poderoso viento solar, al menos unas 100.000 veces más potente que el sol.
EZ Aquarii
EZ Aquarii es un sistema compuesto por tres enanas rojas con un décimo de la masa del sol. Estas se encuentran dentro de la secuencia principal.
Todas tienen características bastante similares y son de tipo M5V con un componente variable. La más pequeña de las enanas rojas es difícil de ver debido al movimiento peculiar o la dinámica del sistema triple.
Dos de los tres cuerpos estelares forman una sola estrella binaria espectroscópica, es decir, que orbitan alrededor del mismo centro y que emiten una luz bastante parecida a la de un solo cuerpo, pero son en realidad dos masas solares distintas.
Como verá, la secuencia principal describe una fase muy importante dentro de la evolución estelar. Gracias a este diagrama se pueden predecir datos invaluables sobre cúmulos de estrellas, como su edad, composición estructural y mucho más. Algo así como crear un diagrama del sol cósmico en una determinada área del universo.
