Secuencia Principal

La secuencia principal de una estrella es el periodo más largo de su vida. Durante esta etapa, el hidrógeno se convierte en helio mediante un proceso que se denomina fusión nuclear. Como es lógico, este elemento se va gastando a lo largo de los milenios, lo que hace que el cuerpo se reduzca gradualmente para poder conservar su temperatura. Por este motivo, las estrellas aumentan su nivel de luminosidad durante la secuencia principal de forma regular. En realidad, el cuerpo luminoso está en una lucha constante con la gravedad, que  tiende a mover la masa del sistema hacia el centro. Por otro lado, es esta fusión nuclear la encargada de evitar el colapso gravitacional. En conclusión, esto se resume en que tanto la gravedad como la presión producida por el calor de las fusiones se deben equilibrar. La estrella mantiene este equilibrio a lo largo de su vida mediante el ajuste de su tamaño y el aumento paulatino de su luminosidad. Al final de esta fase, el astro habrá pasado el 90% de su vida y habrá gastado el 10% de su masa.

En el diagrama Hertzsprung-Russell, la etapa queda representada en el medio. Comienza con las estrellas de mayor temperatura y termina con las más frías.

Para entender más las reacciones químicas que tienen lugar en el núcleo de las estrellas, mira este vídeo:

La secuencia principal en nuestro sol

Sol

Nuestro sol se encuentra en la mitad de su secuencia principal. Se formó hace 4.500 millones de años, y permanecerá en este periodo por otros 4.500 años más. Cuando el suministro de hidrógeno se acabe en el núcleo, pasará a la última etapa de su vida.

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