Secuencia Principal
La secuencia principal es la etapa larga y estable de la vida de una estrella cuando fusiona hidrógeno en helio en su núcleo, la etapa en la que se encuentra el Sol ahora.
Definition
La secuencia principal es la etapa larga y estable de la vida de una estrella cuando fusiona hidrógeno en helio en su núcleo y brilla con un brillo estable; la mayoría de las estrellas, incluido el Sol, están en esta etapa. Durante ella la estrella se mantiene equilibrada entre la gravedad que tira hacia adentro y la presión que empuja hacia afuera, y en un diagrama de Hertzsprung-Russell las estrellas de secuencia principal forman una banda diagonal desde estrellas azules calientes y brillantes hasta estrellas rojas frías y tenues, y contienen cerca del $90\%$ de todas las estrellas. Es fundamentalmente una secuencia de masa: la luminosidad escala aproximadamente como $L \propto M^{3.5}$ para estrellas parecidas al Sol, así que la vida en secuencia principal escala como $t \propto M/L \propto M^{-2.5}$. Una estrella abandona la secuencia principal cuando se agota el hidrógeno del núcleo, tras lo cual el núcleo se contrae, la envoltura se expande, y la estrella se mueve hacia la rama de las gigantes.
Example
El Sol ha sido una estrella de secuencia principal durante unos $4.6$ mil millones de años y lo seguirá siendo por unos $5$ mil millones más. Una estrella con la mitad de la masa del Sol puede permanecer en la secuencia principal por más de $50$ mil millones de años, mientras que una estrella con $10$ veces la masa del Sol dura solo unos $20$ millones de años. Usando la ley de escala con $t \approx 10^{10}$ años para el Sol, una estrella de $4$ masas solares tiene $t \approx 10^{10} \times 4^{-2.5} \approx 3 \times 10^8$ años, y una estrella de $0.5$ masas solares tiene $t \approx 5.7 \times 10^{10}$ años, más que la edad actual del universo.
Key Insight
La secuencia principal es como la etapa adulta de la vida de una estrella, y como es la etapa más larga, la mayoría de las estrellas que vemos están en ella. La posición de una estrella de secuencia principal está determinada solo por su masa, así que su color por sí solo revela su temperatura, brillo, tamaño y vida útil. Debido a que la vida útil cae tan abruptamente con la masa, las estrellas más masivas de un cúmulo abandonan la secuencia principal primero, y la masa en el punto de bifurcación es la forma estándar en que los astrónomos fechan los cúmulos estelares.