La "sequenza principale" è una sequenza temporale?

Le stelle tracciate dalla luminosità e dalla temperatura superficiale si adattano ai motivi in ​​un diagramma Hertzsprung – Russell . Un sottoinsieme diagonale approssimativo di questo diagramma è chiamato sequenza principale. È in qualche modo una sequenza temporale? C'è un indizio nella sezione di fisica stellare dell'articolo di Wikipedia che la risposta è no, ma che una volta si pensava così:

La contemplazione del diagramma ha portato gli astronomi a ipotizzare che potesse dimostrare un'evoluzione stellare, il principale suggerimento è che le stelle sono crollate da giganti rossi a stelle nane, per poi spostarsi lungo la linea della sequenza principale nel corso della loro vita.

Quindi la parola "sequenza" in questo caso ora significa solo un particolare ordinamento e non una progressione nel tempo che una stella fa? La sequenza principale è solo una specie di plateau nell'evoluzione stellare in cui le stelle trascorrono una durata significativa?

È in qualche modo una sequenza temporale?

Non proprio. Almeno non nel senso di una stella che scorre lungo la sequenza principale. Questo non succede. Invece, una stella rimane più o meno parcheggiata in un punto della sequenza principale durante la sua vita come stella della sequenza principale.

Una protostar è più luminosa e più fredda della stella di sequenza principale a età zero che diventerà. Una volta che una stella "si accende" (inizia a fondere l'idrogeno (non il deuterio)) quando una stella entra nella sequenza principale. Questo è dove la stella trascorre la maggior parte della sua vita. Nel caso di piccole stelle, stelle la cui massa è inferiore a circa il 40% della massa del Sole, è qui che la stella trascorrerà tutta la sua vita come stella. Le piccole stelle diventano sempre più deboli man mano che invecchiano.

Le stelle più grandi non si mescolano completamente dal nucleo più interno alle regioni più esterne. Queste stelle più grandi accumulano una cenere di elio mentre invecchiano. Questa fusione di idrogeno alla fine termina quando tutto l'idrogeno nel nucleo è stato fuso nell'elio. Questo è quando la stella lascia la sequenza principale. A differenza delle piccole stelle, le stelle più grandi diventano più luminose (più luminose) man mano che invecchiano.

Le stelle più grandi (stelle più grandi del 40% delle masse solari) potrebbero raddoppiare o triplicare di luminosità con l'età. Questo è un aumento di un terzo o mezzo ordine di magnitudine, ed è minuscolo rispetto agli undici o dodici ordini di differenza di magnitudine nella luminosità mostrati su un diagramma delle risorse umane tra il più piccolo nano rosso e il più grande gigante blu. Ciò significa che una volta che una stella non minuscola entra nella sequenza principale, rimane più o meno in quel punto della sequenza principale fino a quando lascia la sequenza principale.

No, la sequenza principale è più simile a una linea di partenza . La maggior parte delle stelle trascorre molto tempo su un punto di esso ( 10 miliardi di anni per il sole) mentre fondono idrogeno in elio. Quindi si allontanano.

In questo diagramma la linea nera è la sequenza principale. Le linee colorate mostrano sequenze temporali. Questo progresso nel tempo di una singola stella è chiamato la sua traccia evolutiva .

I numeri lungo la linea nera sono masse solari (1 = il sole). Questo diagramma si è evoluto attraverso una sequenza di immagini da parte degli utenti di Wikimedia Rursus , GAS e Jesusmaiz.

La sequenza principale è principalmente un plateau che una stella raggiunge dopo che è completamente formata, ma prima che inizi a esaurire l'idrogeno per alimentare le normali reazioni di fusione. E sì, la sequenza è principalmente un ordinamento - per massa, non per età. Dico principalmente perché l'età ha qualche effetto (vedi la sezione dall'articolo di Wikipedia sulla sequenza principale riguardante la variazione di temperatura-luminosità ). Il risultato è che le stelle più vecchie sono leggermente più calde e luminose delle stelle più giovani.

Per la maggior parte delle stelle, gran parte della luce che emette è una radiazione del corpo nero . La quantità di energia prodotta da una stella è complicata (come spiegato nella pagina per la relazione massa-luminosità ) ma la linea di fondo è che per le stelle con una massa maggiore, la produzione di energia aumenta in modo significativo rispetto alla sua superficie e quindi è più calda . La pagina sulla radiazione del corpo nero ha una bella spiegazione che include un grafico della temperatura che mostra come la temperatura superficiale delle stelle più piccole diventa rossa e all'aumentare della massa, arancione, giallo, verde e blu.

La maggiore velocità di fusione (relativa alle dimensioni) spiega perché le stelle più grandi esauriscono l'idrogeno più velocemente delle stelle più piccole.

Risposta breve

La risposta è no. La sequenza principale è una sequenza in massa (e non una sequenza nel tempo).

Le stelle più massicce si trovano in alto a sinistra (poiché sono le più luminose e più calde / più blu). Le stelle di massa più basse si trovano in basso a sinistra (poiché si attenuano e diventano più fredde / rosse).

Seguire la sequenza principale dall'alto in alto a sinistra in basso a destra è quindi una sequenza da massa alta a bassa.

Un po 'più di sfondo

Gli astronomi Hertzsprung e Russel sono stati tra i primi a notare che la luminosità e i colori delle stelle non sono solo casuali, ma che la grande maggioranza delle stelle mostra una stretta relazione tra luminosità e colore. Le stelle più luminose sono in genere più blu (= più calde) e le stelle più scure sono in genere più rosse (= più fredde).

Quando si tracciano le proprietà delle stelle in un diagramma che mostra la luminosità sull'asse verticale e il colore (o la temperatura) sull'asse orizzontale, si scopre che la grande maggioranza delle stelle si trova in una striscia abbastanza stretta in questo diagramma. Chiamiamo questa stip la sequenza principale, semplicemente perché la maggior parte delle stelle giacciono su di essa. (Ci sono eccezioni, ad esempio giganti rossi e nane bianche non si trovano in questa sequenza, ma queste sono più rare). Ora chiamiamo questo diagramma il diagramma Hertzsprung-Russel.

Molte stelle si trovano in questa sequenza perché trascorrono circa il 90% del loro tempo di vita lì, senza cambiare molto. Il sole è anche una delle tante stelle nella sequenza principale. Tutte le stelle della sequenza principale sono alimentate dalla fusione nucleare di idrogeno nei loro centri caldi. Questa è una fonte di carburante così efficiente per una stella, che dura per il 90% della sua vita.

I modelli al computer hanno aiutato gli astronomi a capire come le stelle si muovono attraverso il diagramma Hertzsprung-Russel quando invecchiano. Quando le stelle esauriscono l'idrogeno nei loro centri, iniziano a cambiare e lasciano la sequenza principale. Questo è quando possono crescere per diventare giganti rossi. Questi cambiamenti sono relativamente rapidi. Questo è il motivo per cui non vediamo molte stelle lontane dalla sequenza principale. Le tracce di come le stelle si muovono attraverso il diagramma man mano che invecchiano sono chiamate tracce evolutive. Queste tracce evolutive possono essere pensate come sequenze di tempo.