Sequenza principale

La sequenza principale (main sequence) è una fase della vita di una stella, durante la quale generano energia tramite la fusione dell'idrogeno in elio all'internonel nucleo. La maggior parte delle stelle che vediamo in cielo si trovano in questa fase. Le stelle nella sequenza principali sono stabili perché mantengono un equilibrio idrostatico, bilanciando la pressione interna contro il collasso gravitazionale. Sul diagramma Hertzsprung-Russell (diagramma H-R), che classifica le stelle in base alla luminosità effettiva e alla temperatura, la sequenza principale appare come una banda continua di stelle che va dalle fredde e poco luminose (rosse, a destra) alle calde e molto luminose (blu, a sinistra). Le stelle escono dalla sequenza principale quando si esaurisce l'idrogeno nel nucleo. A questo punto l'evoluzione finale della stella cambia a seconda della sua massa iniziale.

Le stelle passano gran parte della loro vita nella sequenza principale ma la permanenza dipende dalla massa. Le stelle più piccole bruciano il loro carburante lentamente e restano più a lungo nella sequenza principale, mentre quelle più grandi consumano rapidamente il loro idrogeno e quindi passano meno tempo in questa fase. Le stelle più massicce hanno una vita più breve a causa di tassi di fusione più elevati, che sono resi necessari per bilanciare la maggiore forza gravità verso l'interno dovuta alla maggiore quantità massa.

A seconda della massa si verificano delle differenze anche nel processo di fusione. Le stelle con massa inferiore a 1,5 masse solari utilizzano la catena protone-protone (p-p) per fondere l'idrogeno in elio. Le reazioni p-p generano molti fotoni che vengono trasmessi alle regioni più esterne di una stella tramite i processi radiativi e/o convettivi. Le stelle con massa maggiore sfruttano il ciclo CNO, che coinvolge carbonio, azoto e ossigeno come catalizzatori.

Nelle stelle che si trovano nella sequenza principale, l'energia viene trasportata dal nucleo verso l'esterno per irraggiamento o convezione. Il tipo di trasporto dell'energia è influenzato dalla massa della stella.

• Le stelle con massa superiore a 1,5 masse solari hanno un nucleo convettivo mentre l'energia viene trasportata dal nucleo alla superficie per irraggiamento. A differenza delle stelle meno massive, queste stelle raggiungono temperature superficiali più alte e la reazione nucleare si basa sul ciclo CNO (Carbonio, Azoto, Ossigeno). Il processo convettivo nel nucleo è molto efficiente perché rimescola l'idrogeno più volte nelle reazioni di fusione nucleare. Quando l'idrogeno si esaurisce, queste stelle escono dalla sequenza principale, il lora nucleo si contrae aumentando la temperatura e la luminosità.
• Le stelle con massa compresa tra 0,5 e 1.5 masse solari hanno la trasmissione di energia per irraggiamento nel nucleo e in modo convettivo tra il nucleo e la superficie. Quando l'idrogeno si esaurisce queste stelle si trasformano lentamente in stelle giganti o supergiganti, perché il loro nucleo si contrae facendo espandere la shell esterna. Pertanto, queste stelle escono dalla sequenza principale diventando più voluminose, più calde e più luminose, spostandosi in alto a sinistra nel diagramma H-R.
• Le stelle con massa inferiore a 0,5 masse solari trasportano l'energia per convezione in tutto l'interno. Queste stelle non raggiungono mai la temperatura necessaria per far nascere una zona radiativa. Restano poco luminose e hanno una vita molto lunga, perché le reazioni nucleari avvengono più lentamente. Quando l'idrogeno si esaurisce diventano nane bianche composte prevalentemente da elio.