En astronomía , la secuencia principal es una clasificación de estrellas que aparecen en gráficos de color estelar versus brillo como una banda continua y distintiva. Las estrellas en esta banda se conocen como estrellas de secuencia principal o estrellas enanas , y se cree que las posiciones de las estrellas dentro y fuera de la banda indican sus propiedades físicas, así como su progreso a través de varios tipos de ciclos de vida estelares. Estas son las estrellas verdaderas más numerosas en el universo e incluyen al Sol . Los gráficos de color-magnitud se conocen como diagramas de Hertzsprung-Russell en honor a Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell .
Después de la condensación y la ignición de una estrella, esta genera energía térmica en su región de núcleo denso a través de la fusión nuclear de hidrógeno en helio . Durante esta etapa de la vida de la estrella, se encuentra en la secuencia principal en una posición determinada principalmente por su masa, pero también en función de su composición química y edad. Los núcleos de las estrellas de la secuencia principal están en equilibrio hidrostático , donde la presión térmica hacia afuera del núcleo caliente se equilibra con la presión hacia adentro del colapso gravitacional de las capas superpuestas. La fuerte dependencia de la tasa de generación de energía con la temperatura y la presión ayuda a mantener este equilibrio. La energía generada en el núcleo llega a la superficie y se irradia a la fotosfera . La energía se transporta por radiación o convección , y esta última se produce en regiones con gradientes de temperatura más pronunciados, mayor opacidad o ambas.
La secuencia principal a veces se divide en partes superior e inferior, según el proceso dominante que utiliza una estrella para generar energía. El Sol, junto con las estrellas de la secuencia principal por debajo de aproximadamente 1,5 veces la masa del Sol (1,5 M ☉ ), fusionan principalmente átomos de hidrógeno en una serie de etapas para formar helio, una secuencia llamada cadena protón-protón . Por encima de esta masa, en la secuencia principal superior, el proceso de fusión nuclear utiliza principalmente átomos de carbono , nitrógeno y oxígeno como intermediarios en el ciclo CNO que produce helio a partir de átomos de hidrógeno. Las estrellas de la secuencia principal con más de dos masas solares experimentan convección en sus regiones centrales, que actúa para agitar el helio recién creado y mantener la proporción de combustible necesaria para que se produzca la fusión. Por debajo de esta masa, las estrellas tienen núcleos que son completamente radiativos con zonas convectivas cerca de la superficie. A medida que disminuye la masa estelar, la proporción de la estrella que forma una envoltura convectiva aumenta constantemente. Las estrellas de la secuencia principal por debajo de 0,4 M☉ experimentan convección en toda su masa. Cuando no se produce convección en el núcleo, se desarrolla un núcleo rico en helio rodeado de una capa exterior de hidrógeno .
Cuanto más masiva es una estrella, más corta es su vida útil en la secuencia principal. Una vez que se ha consumido el combustible de hidrógeno en el núcleo, la estrella evoluciona alejándose de la secuencia principal en el diagrama HR y se transforma en una supergigante , una gigante roja o directamente en una enana blanca .
A principios del siglo XX, la información sobre los tipos y distancias de las estrellas se hizo más accesible. Se demostró que los espectros de las estrellas tenían características distintivas, lo que permitió clasificarlas. Annie Jump Cannon y Edward Charles Pickering , del Observatorio de la Universidad de Harvard, desarrollaron un método de categorización que se conoció como el Esquema de clasificación de Harvard , publicado en los Anales de Harvard en 1901. [1]
En Potsdam , en 1906, el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung observó que las estrellas más rojas (clasificadas como K y M en el esquema de Harvard) podían dividirse en dos grupos distintos. Estas estrellas son o bien mucho más brillantes que el Sol o bien mucho más débiles. Para distinguir estos grupos, las llamó estrellas "gigantes" y "enanas". Al año siguiente comenzó a estudiar los cúmulos estelares , grandes agrupaciones de estrellas que se encuentran ubicadas aproximadamente a la misma distancia. Para estas estrellas, publicó los primeros gráficos de color versus luminosidad . Estos gráficos mostraban una secuencia prominente y continua de estrellas, a la que llamó secuencia principal. [2]
En la Universidad de Princeton , Henry Norris Russell estaba siguiendo un curso de investigación similar. Estaba estudiando la relación entre la clasificación espectral de las estrellas y su brillo real corregido por la distancia, es decir, su magnitud absoluta . Para este propósito, utilizó un conjunto de estrellas que tenían paralajes confiables y muchas de las cuales habían sido categorizadas en Harvard. Cuando trazó los tipos espectrales de estas estrellas en función de su magnitud absoluta, descubrió que las estrellas enanas seguían una relación distinta. Esto permitió predecir el brillo real de una estrella enana con una precisión razonable. [3]
De las estrellas rojas observadas por Hertzsprung, las estrellas enanas también seguían la relación espectro-luminosidad descubierta por Russell. Sin embargo, las estrellas gigantes son mucho más brillantes que las enanas y, por lo tanto, no siguen la misma relación. Russell propuso que "las estrellas gigantes deben tener baja densidad o gran brillo superficial, y lo contrario es cierto para las estrellas enanas". La misma curva también mostró que había muy pocas estrellas blancas débiles. [3]
En 1933, Bengt Strömgren introdujo el término diagrama de Hertzsprung-Russell para designar un diagrama de clases espectrales de luminosidad. [4] Este nombre reflejaba el desarrollo paralelo de esta técnica por parte de Hertzsprung y Russell a principios de siglo. [2]
A medida que se fueron desarrollando los modelos evolutivos de las estrellas durante la década de 1930, se demostró que, para estrellas con la misma composición, la masa de la estrella determina su luminosidad y radio. Por el contrario, cuando se conoce la composición química de una estrella y su posición en la secuencia principal, se pueden deducir la masa y el radio de la estrella. Esto se conoció como el teorema de Vogt-Russell , llamado así en honor a Heinrich Vogt y Henry Norris Russell. Posteriormente se descubrió que esta relación se rompe un poco para las estrellas de composición no uniforme. [5]
En 1943, William Wilson Morgan y Philip Childs Keenan publicaron un esquema refinado para la clasificación estelar . [6] La clasificación MK asignaba a cada estrella un tipo espectral (basado en la clasificación de Harvard) y una clase de luminosidad. La clasificación de Harvard se había desarrollado asignando una letra diferente a cada estrella en función de la intensidad de la línea espectral del hidrógeno antes de que se conociera la relación entre los espectros y la temperatura. Cuando se ordenaban por temperatura y se eliminaban las clases duplicadas, los tipos espectrales de estrellas seguían, en orden decreciente de temperatura con colores que iban del azul al rojo, la secuencia O, B, A, F, G, K y M. (Una mnemotecnia popular para memorizar esta secuencia de clases estelares es "Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me"). La clase de luminosidad iba de I a V, en orden decreciente de luminosidad. Las estrellas de clase de luminosidad V pertenecían a la secuencia principal. [7]
En abril de 2018, los astrónomos informaron sobre la detección de la estrella "ordinaria" (es decir, de secuencia principal) más distante , llamada Ícaro (formalmente, MACS J1149 Lensed Star 1 ), a 9 mil millones de años luz de la Tierra . [8] [9]
Cuando una protoestrella se forma a partir del colapso de una nube molecular gigante de gas y polvo en el medio interestelar local , la composición inicial es homogénea en su totalidad, y consiste en aproximadamente un 70 % de hidrógeno, un 28 % de helio y trazas de otros elementos, en masa. [11] La masa inicial de la estrella depende de las condiciones locales dentro de la nube. (La distribución de masa de las estrellas recién formadas se describe empíricamente mediante la función de masa inicial ). [12] Durante el colapso inicial, esta estrella anterior a la secuencia principal genera energía a través de la contracción gravitacional. Una vez que son lo suficientemente densas, las estrellas comienzan a convertir el hidrógeno en helio y a emitir energía a través de un proceso de fusión nuclear exotérmica . [7]
Cuando la fusión nuclear del hidrógeno se convierte en el proceso de producción de energía dominante y se ha perdido el exceso de energía obtenida de la contracción gravitacional, [13] la estrella se encuentra a lo largo de una curva en el diagrama de Hertzsprung-Russell (o diagrama HR) llamada secuencia principal estándar. Los astrónomos a veces se refieren a esta etapa como "secuencia principal de edad cero", o ZAMS. [14] [15] La curva ZAMS se puede calcular utilizando modelos informáticos de propiedades estelares en el punto en el que las estrellas comienzan la fusión de hidrógeno. A partir de este punto, el brillo y la temperatura superficial de las estrellas suelen aumentar con la edad. [16]
Una estrella permanece cerca de su posición inicial en la secuencia principal hasta que se consume una cantidad significativa de hidrógeno en el núcleo, y luego comienza a evolucionar hasta convertirse en una estrella más luminosa. (En el diagrama HR, la estrella en evolución se mueve hacia arriba y hacia la derecha de la secuencia principal). Por lo tanto, la secuencia principal representa la etapa primaria de combustión de hidrógeno en la vida de una estrella. [7]
Las estrellas de secuencia principal se dividen en los siguientes tipos:
Las estrellas de la secuencia principal de tipo M (y, en menor medida, de tipo K) [17] suelen denominarse enanas rojas .
La mayoría de las estrellas en un diagrama HR típico se encuentran a lo largo de la curva de la secuencia principal. Esta línea es pronunciada porque tanto el tipo espectral como la luminosidad dependen únicamente de la masa de la estrella, al menos hasta una aproximación de orden cero , siempre que esté fusionando hidrógeno en su núcleo, y eso es lo que casi todas las estrellas hacen durante la mayor parte de sus vidas "activas". [18]
La temperatura de una estrella determina su tipo espectral a través de su efecto sobre las propiedades físicas del plasma en su fotosfera . La emisión de energía de una estrella en función de la longitud de onda está influenciada tanto por su temperatura como por su composición. Un indicador clave de esta distribución de energía lo proporciona el índice de color , B − V , que mide la magnitud de la estrella en luz azul ( B ) y verde-amarilla ( V ) mediante filtros. [nota 1] Esta diferencia de magnitud proporciona una medida de la temperatura de una estrella.
Las estrellas de la secuencia principal se denominan estrellas enanas, [19] [20] pero esta terminología es en parte histórica y puede ser algo confusa. En el caso de las estrellas más frías, las enanas como las enanas rojas , las enanas naranjas y las enanas amarillas son de hecho mucho más pequeñas y tenues que otras estrellas de esos colores. Sin embargo, en el caso de las estrellas azules y blancas más calientes, la diferencia de tamaño y brillo entre las llamadas estrellas "enanas" que están en la secuencia principal y las llamadas estrellas "gigantes" que no lo están, se hace menor. En el caso de las estrellas más calientes, la diferencia no es directamente observable y, para estas estrellas, los términos "enana" y "gigante" se refieren a las diferencias en las líneas espectrales que indican si una estrella está dentro o fuera de la secuencia principal. Sin embargo, las estrellas muy calientes de la secuencia principal todavía se denominan a veces enanas, aunque tienen aproximadamente el mismo tamaño y brillo que las estrellas "gigantes" de esa temperatura. [21]
El uso común de "enana" para referirse a la secuencia principal es confuso en otro sentido, porque hay estrellas enanas que no son estrellas de la secuencia principal. Por ejemplo, una enana blanca es el núcleo muerto que queda después de que una estrella se despoja de sus capas externas, y es mucho más pequeña que una estrella de la secuencia principal, aproximadamente del tamaño de la Tierra . Estas representan la etapa evolutiva final de muchas estrellas de la secuencia principal. [22]
Al tratar a la estrella como un radiador de energía idealizado conocido como cuerpo negro , la luminosidad L y el radio R se pueden relacionar con la temperatura efectiva Teff mediante la ley de Stefan-Boltzmann :
donde σ es la constante de Stefan-Boltzmann . Como la posición de una estrella en el diagrama HR muestra su luminosidad aproximada, esta relación se puede utilizar para estimar su radio. [23]
La masa, el radio y la luminosidad de una estrella están estrechamente relacionados, y sus respectivos valores pueden aproximarse mediante tres relaciones. En primer lugar, está la ley de Stefan-Boltzmann, que relaciona la luminosidad L , el radio R y la temperatura superficial T eff . En segundo lugar, está la relación masa-luminosidad , que relaciona la luminosidad L y la masa M. Por último, la relación entre M y R es casi lineal. La relación entre M y R aumenta en un factor de solo tres a lo largo de 2,5 órdenes de magnitud de M. Esta relación es aproximadamente proporcional a la temperatura interna de la estrella T I , y su aumento extremadamente lento refleja el hecho de que la tasa de generación de energía en el núcleo depende en gran medida de esta temperatura, mientras que tiene que ajustarse a la relación masa-luminosidad. Por lo tanto, una temperatura demasiado alta o demasiado baja dará lugar a inestabilidad estelar.
Una mejor aproximación es tomar ε = L / M , la tasa de generación de energía por unidad de masa, ya que ε es proporcional a T I 15 , donde T I es la temperatura del núcleo. Esto es adecuado para estrellas al menos tan masivas como el Sol, que exhiben el ciclo CNO , y da el mejor ajuste R ∝ M 0.78 . [24]
La siguiente tabla muestra los valores típicos de las estrellas a lo largo de la secuencia principal. Los valores de luminosidad ( L ), radio ( R ) y masa ( M ) son relativos al Sol, una estrella enana con una clasificación espectral de G2 V. Los valores reales de una estrella pueden variar hasta en un 20-30 % con respecto a los valores que se enumeran a continuación. [25] [ ¿Por qué? ]
Todas las estrellas de la secuencia principal tienen una región central donde se genera energía por fusión nuclear. La temperatura y la densidad de este núcleo se encuentran en los niveles necesarios para sostener la producción de energía que sustentará el resto de la estrella. Una reducción de la producción de energía haría que la masa superpuesta comprimiera el núcleo, lo que daría como resultado un aumento en la tasa de fusión debido al aumento de la temperatura y la presión. Del mismo modo, un aumento en la producción de energía haría que la estrella se expandiera, lo que reduciría la presión en el núcleo. De este modo, la estrella forma un sistema autorregulador en equilibrio hidrostático que es estable a lo largo de su vida en la secuencia principal. [30]
Las estrellas de la secuencia principal emplean dos tipos de procesos de fusión de hidrógeno, y la tasa de generación de energía de cada tipo depende de la temperatura en la región del núcleo. Los astrónomos dividen la secuencia principal en partes superior e inferior, en función de cuál de las dos es el proceso de fusión dominante. En la secuencia principal inferior, la energía se genera principalmente como resultado de la cadena protón-protón , que fusiona directamente el hidrógeno en una serie de etapas para producir helio. [31] Las estrellas de la secuencia principal superior tienen temperaturas centrales suficientemente altas para utilizar eficientemente el ciclo CNO (ver gráfico). Este proceso utiliza átomos de carbono , nitrógeno y oxígeno como intermediarios en el proceso de fusión del hidrógeno en helio.
A una temperatura central estelar de 18 millones de Kelvin , el proceso PP y el ciclo CNO son igualmente eficientes, y cada tipo genera la mitad de la luminosidad neta de la estrella. Como esta es la temperatura central de una estrella con aproximadamente 1,5 M ☉ , la secuencia principal superior está formada por estrellas por encima de esta masa. Por lo tanto, en términos generales, las estrellas de clase espectral F o más frías pertenecen a la secuencia principal inferior, mientras que las estrellas de tipo A o más calientes son estrellas de la secuencia principal superior. [16] La transición en la producción de energía primaria de una forma a la otra abarca una diferencia de rango de menos de una sola masa solar. En el Sol, una estrella de una masa solar, solo el 1,5% de la energía es generada por el ciclo CNO. [32] Por el contrario, las estrellas con 1,8 M ☉ o más generan casi toda su producción de energía a través del ciclo CNO. [33]
El límite superior observado para una estrella de secuencia principal es de 120–200 M☉ . [ 34] La explicación teórica para este límite es que las estrellas por encima de esta masa no pueden irradiar energía lo suficientemente rápido como para permanecer estables, por lo que cualquier masa adicional será expulsada en una serie de pulsaciones hasta que la estrella alcance un límite estable. [35] El límite inferior para la fusión nuclear protón-protón sostenida es de aproximadamente 0,08 M☉ u 80 veces la masa de Júpiter . [31] Por debajo de este umbral se encuentran los objetos subestelares que no pueden sostener la fusión de hidrógeno, conocidos como enanas marrones . [36]
Debido a que existe una diferencia de temperatura entre el núcleo y la superficie, o fotosfera , la energía se transporta hacia el exterior. Los dos modos de transportar esta energía son la radiación y la convección . Una zona de radiación , donde la energía se transporta por radiación, es estable frente a la convección y hay muy poca mezcla del plasma. Por el contrario, en una zona de convección la energía se transporta mediante el movimiento masivo del plasma, con el material más caliente ascendiendo y el material más frío descendiendo. La convección es un modo más eficiente para transportar energía que la radiación, pero solo se producirá en condiciones que creen un gradiente de temperatura pronunciado. [30] [37]
En las estrellas masivas (por encima de 10 M ☉ ) [38] la tasa de generación de energía por el ciclo CNO es muy sensible a la temperatura, por lo que la fusión está altamente concentrada en el núcleo. En consecuencia, hay un alto gradiente de temperatura en la región del núcleo, lo que da como resultado una zona de convección para un transporte de energía más eficiente. [31] Esta mezcla de material alrededor del núcleo elimina las cenizas de helio de la región de combustión de hidrógeno, lo que permite que se consuma más hidrógeno en la estrella durante la vida de la secuencia principal. Las regiones externas de una estrella masiva transportan energía por radiación, con poca o ninguna convección. [30]
Las estrellas de masa intermedia, como Sirio, pueden transportar energía principalmente por radiación, con una pequeña región de convección en el núcleo. [39] Las estrellas de tamaño mediano y baja masa, como el Sol, tienen una región central que es estable frente a la convección, con una zona de convección cerca de la superficie que mezcla las capas externas. Esto da como resultado una acumulación constante de un núcleo rico en helio, rodeado por una región exterior rica en hidrógeno. Por el contrario, las estrellas frías y de muy baja masa (por debajo de 0,4 M ☉ ) son convectivas en toda su extensión. [12] Por lo tanto, el helio producido en el núcleo se distribuye por toda la estrella, lo que produce una atmósfera relativamente uniforme y una vida útil de secuencia principal proporcionalmente más larga. [30]
A medida que el helio no fusionado se acumula en el núcleo de una estrella de la secuencia principal, la reducción de la abundancia de hidrógeno por unidad de masa da como resultado una disminución gradual de la tasa de fusión dentro de esa masa. Dado que es la energía suministrada por la fusión la que mantiene la presión del núcleo y sostiene las capas superiores de la estrella, el núcleo se comprime gradualmente. Esto lleva el material rico en hidrógeno a una capa alrededor del núcleo rico en helio a una profundidad donde la presión es suficiente para que se produzca la fusión. La alta potencia de salida de esta capa empuja las capas superiores de la estrella más hacia afuera. Esto provoca un aumento gradual en el radio y, en consecuencia, la luminosidad de la estrella con el tiempo. [16] Por ejemplo, la luminosidad del Sol primitivo era solo alrededor del 70% de su valor actual. [40] A medida que una estrella envejece, cambia su posición en el diagrama HR. Esta evolución se refleja en un ensanchamiento de la banda de la secuencia principal que contiene estrellas en varias etapas evolutivas. [41]
Otros factores que amplían la banda de secuencia principal en el diagrama HR incluyen la incertidumbre en la distancia a las estrellas y la presencia de estrellas binarias no resueltas que pueden alterar los parámetros estelares observados. Sin embargo, incluso la observación perfecta mostraría una secuencia principal borrosa porque la masa no es el único parámetro que afecta el color y la luminosidad de una estrella. Las variaciones en la composición química causadas por las abundancias iniciales, el estado evolutivo de la estrella , [42] la interacción con un compañero cercano , [43] la rotación rápida , [44] o un campo magnético pueden cambiar ligeramente la posición del diagrama HR de una estrella de secuencia principal, por nombrar solo algunos factores. Como ejemplo, hay estrellas pobres en metales (con una abundancia muy baja de elementos con números atómicos más altos que el helio) que se encuentran justo debajo de la secuencia principal y se conocen como subenanas . Estas estrellas están fusionando hidrógeno en sus núcleos y, por lo tanto, marcan el borde inferior de la borrosidad de la secuencia principal causada por la variación en la composición química. [45]
Una región casi vertical del diagrama HR, conocida como la franja de inestabilidad , está ocupada por estrellas variables pulsantes conocidas como variables Cefeidas . Estas estrellas varían en magnitud a intervalos regulares, lo que les da una apariencia pulsante. La franja intersecta la parte superior de la secuencia principal en la región de las estrellas de clase A y F , que tienen entre una y dos masas solares. Las estrellas pulsantes en esta parte de la franja de inestabilidad que intersecta la parte superior de la secuencia principal se denominan variables Delta Scuti . Las estrellas de la secuencia principal en esta región experimentan solo pequeños cambios en magnitud, por lo que esta variación es difícil de detectar. [46] Otras clases de estrellas inestables de la secuencia principal, como las variables Beta Cephei , no están relacionadas con esta franja de inestabilidad.
La cantidad total de energía que una estrella puede generar mediante la fusión nuclear de hidrógeno está limitada por la cantidad de combustible de hidrógeno que puede consumirse en el núcleo. Para una estrella en equilibrio, la energía térmica generada en el núcleo debe ser al menos igual a la energía radiada en la superficie. Dado que la luminosidad da la cantidad de energía radiada por unidad de tiempo, la vida útil total puede estimarse, en primera aproximación , como la energía total producida dividida por la luminosidad de la estrella. [47]
Para una estrella con al menos 0,5 M ☉ , cuando el suministro de hidrógeno en su núcleo se agota y se expande para convertirse en una gigante roja , puede comenzar a fusionar átomos de helio para formar carbono . La salida de energía del proceso de fusión de helio por unidad de masa es solo alrededor de una décima parte de la salida de energía del proceso de hidrógeno, y la luminosidad de la estrella aumenta. [48] Esto da como resultado un período de tiempo mucho más corto en esta etapa en comparación con la vida de la secuencia principal. (Por ejemplo, se predice que el Sol pasa 130 millones de años quemando helio, en comparación con aproximadamente 12 mil millones de años quemando hidrógeno). [49] Por lo tanto, aproximadamente el 90% de las estrellas observadas por encima de 0,5 M ☉ estarán en la secuencia principal. [50] En promedio, se sabe que las estrellas de la secuencia principal siguen una relación empírica de masa-luminosidad . [51] La luminosidad ( L ) de la estrella es aproximadamente proporcional a la masa total ( M ) como la siguiente ley de potencia :
Esta relación se aplica a las estrellas de la secuencia principal en el rango de 0,1 a 50 M ☉ . [52]
La cantidad de combustible disponible para la fusión nuclear es proporcional a la masa de la estrella. Por lo tanto, la vida útil de una estrella en la secuencia principal se puede estimar comparándola con los modelos evolutivos solares. El Sol ha sido una estrella de la secuencia principal durante unos 4.500 millones de años y se convertirá en una gigante roja en 6.500 millones de años, [53] lo que supone una vida útil total en la secuencia principal de aproximadamente 10 10 años. Por lo tanto: [54]
donde M y L son la masa y la luminosidad de la estrella, respectivamente, es la masa solar , es la luminosidad solar y es la vida útil estimada de la secuencia principal de la estrella.
Aunque las estrellas más masivas tienen más combustible para quemar y se podría esperar intuitivamente que duren más, también irradian una cantidad proporcionalmente mayor a medida que aumenta su masa. Esto es requerido por la ecuación de estado estelar: para que una estrella masiva mantenga el equilibrio, la presión hacia afuera de la energía radiada generada en el núcleo no solo debe aumentar, sino que lo hará , para igualar la titánica presión gravitatoria hacia adentro de su envoltura. Por lo tanto, las estrellas más masivas pueden permanecer en la secuencia principal solo unos pocos millones de años, mientras que las estrellas con menos de una décima parte de la masa solar pueden durar más de un billón de años. [55]
La relación exacta entre masa y luminosidad depende de la eficiencia con la que se pueda transportar la energía desde el núcleo hasta la superficie. Una mayor opacidad tiene un efecto aislante que retiene más energía en el núcleo, por lo que la estrella no necesita producir tanta energía para permanecer en equilibrio hidrostático . Por el contrario, una opacidad menor significa que la energía se escapa más rápidamente y la estrella debe quemar más combustible para permanecer en equilibrio. [56] Una opacidad suficientemente alta puede dar lugar a un transporte de energía por convección , lo que cambia las condiciones necesarias para permanecer en equilibrio. [16]
En las estrellas de la secuencia principal de alta masa, la opacidad está dominada por la dispersión de electrones , que es casi constante con el aumento de la temperatura. Por lo tanto, la luminosidad solo aumenta como el cubo de la masa de la estrella. [48] Para las estrellas por debajo de 10 M ☉ , la opacidad se vuelve dependiente de la temperatura, lo que resulta en que la luminosidad varía aproximadamente como la cuarta potencia de la masa de la estrella. [52] Para las estrellas de masa muy baja, las moléculas en la atmósfera también contribuyen a la opacidad. Por debajo de aproximadamente 0,5 M ☉ , la luminosidad de la estrella varía como la masa a la potencia de 2,3, lo que produce un aplanamiento de la pendiente en un gráfico de masa versus luminosidad. Sin embargo, incluso estos refinamientos son solo una aproximación, y la relación masa-luminosidad puede variar dependiendo de la composición de una estrella. [12]
Cuando una estrella de la secuencia principal ha consumido el hidrógeno de su núcleo, la pérdida de generación de energía hace que se reanude su colapso gravitacional y la estrella evoluciona fuera de la secuencia principal. La trayectoria que sigue la estrella a lo largo del diagrama HR se denomina trayectoria evolutiva. [57]
Se predice que las estrellas con menos de 0,23 M ☉ [58] se convertirán directamente en enanas blancas cuando la generación de energía por fusión nuclear de hidrógeno en su núcleo se detenga, pero las estrellas en este rango de masa tienen vidas en la secuencia principal más largas que la edad actual del universo, por lo que ninguna estrella es lo suficientemente vieja como para que esto haya ocurrido.
En las estrellas con una masa superior a 0,23 M ☉ , el hidrógeno que rodea el núcleo de helio alcanza la temperatura y la presión suficientes para fusionarse, formando una capa que quema hidrógeno y provocando que las capas externas de la estrella se expandan y enfríen. La etapa en la que estas estrellas se alejan de la secuencia principal se conoce como rama subgigante ; es relativamente breve y aparece como un vacío en la trayectoria evolutiva, ya que se observan pocas estrellas en ese punto.
Cuando el núcleo de helio de las estrellas de baja masa se degenera, o las capas externas de las estrellas de masa intermedia se enfrían lo suficiente como para volverse opacas, sus capas de hidrógeno aumentan de temperatura y las estrellas comienzan a volverse más luminosas. Esto se conoce como la rama de las gigantes rojas ; es una etapa de vida relativamente larga y aparece prominentemente en los diagramas H-R. Estas estrellas eventualmente terminarán sus vidas como enanas blancas. [59] [60]
Las estrellas más masivas no se convierten en gigantes rojas, sino que sus núcleos se calientan rápidamente lo suficiente como para fusionar helio y, con el tiempo, elementos más pesados, y se las conoce como supergigantes . Siguen trayectorias evolutivas aproximadamente horizontales desde la secuencia principal hasta la parte superior del diagrama H-R. Las supergigantes son relativamente raras y no se muestran de forma destacada en la mayoría de los diagramas H-R. Sus núcleos acabarán colapsando, lo que suele dar lugar a una supernova y dejar atrás una estrella de neutrones o un agujero negro . [61]
Cuando un cúmulo de estrellas se forma aproximadamente al mismo tiempo, la vida útil de la secuencia principal de estas estrellas dependerá de sus masas individuales. Las estrellas más masivas abandonarán la secuencia principal primero, seguidas en secuencia por estrellas de masas cada vez más bajas. La posición en la que las estrellas del cúmulo abandonan la secuencia principal se conoce como punto de inflexión . Al conocer la vida útil de la secuencia principal de las estrellas en este punto, se hace posible estimar la edad del cúmulo. [62]
![{\displaystyle \tau _{\text{MS}}\approx 10^{10}{\text{años}}\left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]\left[{\frac {L_{\bigodot }}{L}}\right]=10^{10}{\text{años}}\left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]^{-2,5}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/3712d23010eb29f6e900c55e7101048e76a4651d)
