¿Qué es una Estrella de Secuencia Principal?

Las estrellas de secuencia principal son el tipo más común en el Universo. Las estrellas de la secuencia principal son estables. Fusionan núcleos de hidrógeno para formar núcleos de helio, liberando energía y emitiendo luz.

Estrella Principal de la Secuencia

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Una estrella de secuencia principal es una estrella en la parte estable de su ciclo de vida. Son el tipo de estrella más común en el universo. Nuestra estrella, el Sol, se encuentra en la fase de secuencia principal. Se trata de la mitad de esta etapa, y finalmente se convertirá en un gigante rojo en aproximadamente cinco mil millones de años.

Todas las estrellas de la secuencia principal están en equilibrio, lo que significa que la presión hacia afuera causada por las reacciones de fusión se equilibra con la fuerza de la gravedad que une a la estrella. La presión y la temperatura de una estrella de secuencia principal aumentan a medida que te acercas a su centro. El tiempo que una estrella pasa en esta etapa de su vida depende de la cantidad de masa que tenga la estrella. Contra lo intuitivo, las estrellas masivas tienen una vida útil más corta que las estrellas más pequeñas. Las estrellas grandes y masivas utilizan su combustible nuclear a un ritmo mucho más rápido que las estrellas más pequeñas. Las estrellas pueden variar en tamaño desde aproximadamente una décima parte del tamaño de nuestro sol hasta cientos de veces más grandes. El color de una estrella también varía según su tamaño. Las estrellas más grandes son más calientes y emiten más luz azul; las estrellas más pequeñas son más pequeñas y emiten más luz roja.

La etapa de secuencia principal ocurre después de que una nebulosa estelar se colapsa debido a la fuerza de la gravedad. A medida que la nebulosa colapsa, la temperatura interna aumenta. Cuando el núcleo de la protostar recién formada alcanza cierta temperatura, comienza la fusión nuclear. La fusión nuclear es una reacción nuclear que libera energía al fusionar núcleos más pequeños y ligeros en un núcleo más grande y pesado. Este proceso libera fotones de energía. Estos fotones se absorben y reabsorben varias veces antes de abandonar la estrella. La cantidad de energía que se libera puede calcularse usando la famosa ecuación de Einstein, E = mc ² , donde E es la cantidad de energía, m es el cambio en masa y c es la velocidad de la luz.

La mayoría de las estrellas de la secuencia principal están casi completamente compuestas de hidrógeno y helio. Algunos tienen un pequeño porcentaje de elementos más pesados, como carbono u oxígeno. Los científicos pueden analizar la composición de una estrella de secuencia principal estudiando la luz que emiten.

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