Si traza el brillo de unos pocos miles de estrellas cerca de nosotros, contra su color (o temperatura de superficie), un diagrama de Hertzsprung-Russell, verá que la mayoría de ellos están en una línea casi recta, diagonal, de débil y rojo a brillante y azul. Esa línea es la secuencia principal (por supuesto, debe trazar el brillo absoluto, o la luminosidad, no el brillo aparente; ¿sabe por qué?).
Como era de esperar, el descubrimiento de la secuencia principal tuvo que esperar hasta que las distancias de al menos unos pocos cientos de estrellas pudieran estimarse razonablemente bien (para poder calcular sus magnitudes absolutas o luminosidades). Esto sucedió en los primeros años del siglo XX (hecho divertido: el descubrimiento de Russell fue cómo la luminosidad absoluta estaba relacionada con la clase espectral - OBAFGKM - en lugar del color).
Entonces, ¿por qué la mayoría de las estrellas parecen estar en la secuencia principal? ¿Por qué no encontramos estrellas en todo el diagrama H-R?
En el siglo XIX, habría sido imposible responder a estas preguntas, porque la teoría cuántica no se había inventado en ese momento, y nadie sabía sobre la fusión nuclear, ni siquiera qué alimentaba al Sol. Sin embargo, en la década de 1930, los contornos principales de las respuestas se aclararon ... las estrellas en la secuencia principal están alimentadas por fusión de hidrógeno, que tiene lugar en sus núcleos, y la secuencia principal es solo una secuencia de masa (las estrellas rojas tenues son las menos masivo, comenzando alrededor de una décima parte del Sol, y los azules brillantes la mayoría, aproximadamente 20 veces). Las estrellas se encuentran en otras partes del diagrama de Hertzsprung Russell, y sus posiciones reflejan qué reacciones nucleares los están impulsando, y dónde están ocurriendo (o no; las enanas blancas son cenizas, que se enfrían lentamente). Entonces, en términos generales, hay tantas estrellas en la secuencia principal, en comparación con otras partes del diagrama H-R, ¡porque las estrellas pasan mucho más de sus vidas quemando hidrógeno en sus núcleos que produciendo energía de otra manera!
Se necesitaron muchas décadas de investigación para resolver los detalles de la evolución estelar: qué reacciones nucleares para qué masa y composición de una estrella, cómo el tamaño de una estrella refleja su estructura interna y composición, cómo algunas estrellas pueden vivir mucho después de lo que deberían ser enanas blancas, etc., etc., y todavía hay muchas preguntas sin responder hoy (¿tal vez pueda ayudar a resolverlas?).
La secuencia principal (Universidad de Utah), las estrellas de secuencia principal (Universidad de Oregón) y las estrellas (Imagine the Universe de la NASA) son tres buenos lugares para aprender más.
Salir con un clúster: un nuevo truco, V es para San Valentín ... V838, ¡y captura A FUOR! son solo tres de las muchas historias de la revista Space que presentan la secuencia principal.
Astronomy Cast cubre la secuencia principal desde el punto de vista de la evolución estelar en La vida del sol y La vida de otras estrellas; asegúrese de revisarlos.
Referencias
NASA
Hiperfísica
