In astronomia, la sequenza principale è una struttura evolutiva del diagramma Hertzsprung-Russell che identifica la fase in cui le stelle producono energia, convertendo l'idrogeno in elio nel nucleo, tramite reazioni di fusione nucleare. Tali stelle sono dette stelle di sequenza principale o stelle nane e si distribuiscono lungo tale sequenza in funzione della loro massa: le stelle più massicce, che possiedono delle luminosità elevate e dei colori tendenti al blu, si trovano in alto a sinistra nel diagramma H-R, mentre quelle dotate di piccola massa, con una luminosità debole ed un colore tendente al rosso, si posizionano nella parte in basso a destra. Le stelle rimangono in sequenza principale per circa il 90% della loro vita e per questo motivo questa struttura risulta, in genere, molto più popolata delle altre.

diagramma di Hertzsprung-Russell

Osservando più attentamente, è possibile notare che la sequenza principale non è esattamente una linea ma è leggermente allargata: questo significa che stelle di identico tipo spettrale possono avere luminosità leggermente diverse. Le ragioni sono varie, e per la maggior parte poco conosciute. Prima di tutto vanno considerate le incertezze osservative nella determinazione esatta della luminosità e del colore della stella: fattori come la non idealità delle ottiche e dei filtri utilizzati e soprattutto la presenza dell'atmosfera (per quanto riguarda le osservazioni da terra), che provoca un fenomeno noto come seeing, e del mezzo interstellare, possono rappresentare il termine dominante nello scatter della sequenza principale. Tra l'altro che questi fattori diminuiscono d'importanza al crescere della luminosità della stella.

Invece, per quanto riguarda gli effetti intrinseci, si pensa che il motivo principale sia la diversa composizione chimica delle stelle, a sua volta legata alla loro storia evolutiva. In effetti, ci sono delle stelle molto povere di elementi pesanti che si trovano appena sotto la sequenza principale, nonostante anch'esse stiano fondendo idrogeno. Altri fattori possono essere la rotazione su se stesse, il campo magnetico, o addirittura la presenza di stelle compagne non risolte. Inoltre una stella aumenta (molto lentamente) la propria luminosità durante la sua permanenza nella sequenza principale, mentre sempre più atomi di idrogeno si trovano pronti per la fusione.

Gli astronomi si riferiscono a volte ad una sequenza principale di età zero o, con acronimo inglese ZAMS (da Zero Age Main Sequence). Si tratta di una linea teorica, calcolata con modelli computerizzati, dove si posiziona una stella all'inizio della sua vita, quando cioè le reazioni nucleari raggiungono una certa stabilità (fine della fase di pre-sequenza principale) e gli elementi secondari raggiungono le abbondanze di equilibrio. A partire dal loro ingresso in questa lunga fase di stabilità, le proporzioni dell' elio contenuto nel nucleo stellare aumentano gradualmente; di conseguenza, di modo da poter mantenere l'equilibrio richiesto dalla fusione nucleare, la stella aumenta lentamente la propria temperatura e la propria luminosità. ^[1] Per questo motivo, si ritiene che il Sole abbia aumentato la propria luminosità del 40% rispetto al periodo in cui si è formato, circa 5 miliardi di anni fa. ^[2]

Caratteristiche

Le stelle entrano ed escono dalla sequenza principale, rispettivamente quando nascono e quando stanno per evolvere verso fasi successive alla combustione d'idrogeno nel nucleo, sempre dalla parte superiore del diagramma H-R.

Il Sole (visto nei raggi X dalla sonda spaziale giapponese Yohkoh) è una stella di sequenza principale.

Ogni stella genera un vento di particelle che provoca una continua fuoriuscita di gas nello spazio, che per gran parte delle stelle è irrisoria. Il Sole perde 10^-14 masse solari di materia all'anno, ^[3] circa lo 0,01% della sua massa totale nell'arco di tutta la sua esistenza. Le stelle più massicce possono perdere tra 10^-7 e 10^-5 masse solari all'anno, il che condiziona significativamente la loro evoluzione. ^[4] Le stelle che alla nascita avevano più di 50 masse solari arrivano però a perdere oltre la metà della propria massa lungo la loro permanenza nella sequenza principale. ^[5]

La durata della fase di sequenza principale dipende innanzi tutto dalla quantità di combustibile nucleare ancora da fondere e dalla velocità a cui esso è fuso; in altre parole, dalla massa iniziale e dalla luminosità assoluta della stella. La permanenza del Sole nella sequenza principale è stimata in circa 10¹⁰ anni. Le stelle più grandi consumano il proprio "carburante" piuttosto velocemente ed hanno una vita decisamente più breve (da alcune decine a qualche centinaio di milioni di anni)poiche devono contrastare con l'energia prodotta dalle reazioni termonucleari del nocciolo una forza di gravita' che tende al collasso gravitazionale della stella che data la maggiore massa dello stesso astro sara sostanzialmente maggiore. Le stelle più piccole invece, come le tenui nane rosse, bruciano l'idrogeno del nucleo molto lentamente ed hanno un'esistenza molto lunga, di decine o centinaia di miliardi di anni.

Oltre alla massa, un ruolo di primo piano nell'evoluzione dell'astro è rivestito dagli elementi più pesanti dell'elio, definiti in astronomia "metalli" la cui concentrazione è definita metallicità. Essa può influenzare il tempo in cui una stella consumerà il suo carburante, controllare la formazione e l'intensità dei campi magnetici ^[6] e modificare la forza del vento stellare. ^[7] Le vecchie stelle di popolazione II hanno sostanzialmente una metallicità minore delle più giovani stelle di popolazione I, poiché le nubi molecolari da cui si sono formate queste ultime possedevano una maggiore quantità di metalli. ^[8]

Il nostro Sole è una stella di sequenza principale. Lo è stato per 4,5 miliardi di anni, e ci si attende che lo resterà per altrettanto tempo. Dopo che la provvista di idrogeno nel suo nucleo sarà finita, lascerà la sequenza principale per diventare una gigante rossa.

Note

1. ^ J. G. Mengel, P. Demarque, A. V.Sweigart, P. G. Gross (1979). Stellar evolution from the zero-age main sequence Astrophysical Journal Supplement Series 40: 733-791.
2. ^ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer (novembre 1993). Our Sun. III. Present and Future Astrophysical Journal 418: 457.
3. ^ B. E. Wood, H.-R. Müller, G. P. Zank, J. L. Linsky (2002). Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity The Astrophysical Journal 574: 412-425.
4. ^ C. de Loore, J. P. de Greve, H. J. G. L. M. Lamers (1977). Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind Astronomy and Astrophysics 61 (2): 251-259.
5. ^ The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun. Royal Greenwich Observatory. URL consultato il 2006-09-07.
6. ^ N. Pizzolato, P. Ventura, F. D'Antona, A. Maggio, G. Micela, S. Sciortino (2001). Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests Astronomy & Astrophysics 373: 597-607.
7. ^ Mass loss and Evolution. UCL Astrophysics Group, 18 giugno 2004. URL consultato il 2006-08-26.
8. ^ Col passare del tempo, però, tali nubi si arricchiscono sempre di più degli elementi pesanti prodotti, tramite il processo di nucleosintesi, dalle stelle più vecchie. Queste, giunte alle ultime fasi della propria evoluzione, esplodono come supernovae o rilasciano gli strati più esterni sotto forma di nebulose planetarie, diffondendo nello spazio tali elementi.

Voci correlate

• Diagramma Hertzsprung-Russell
• Ramo delle subgiganti
• Ramo delle giganti rosse
• Ramo asintotico delle giganti
• Ramo orizzontale

Collegamenti esterni

• (EN) Table of Features of the "Life Zones" of Main Sequence Stars
• (EN) A java based applet for stellar evolution.