Cos'è una Stella Della Sequenza Principale?

Le stelle della sequenza principale sono il tipo più comune nell'universo. Le stelle della sequenza principale sono stabili. Fondono insieme i nuclei di idrogeno per formare nuclei di elio, liberando energia ed emettendo luce.

Stella Della Sequenza Principale

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Una stella di sequenza principale è una stella nella parte stabile del suo ciclo di vita. Sono il tipo più comune di stella nell'universo. La nostra stella, il Sole, è nella fase di sequenza principale. È circa a metà di questo stadio e alla fine diventerà un gigante rosso in circa cinque miliardi di anni.

Tutte le stelle della sequenza principale sono in equilibrio, il che significa che la pressione verso l'esterno causata dalle reazioni di fusione è bilanciata dalla forza di gravità che trascina la stella insieme. La pressione e la temperatura di una stella della sequenza principale aumentano man mano che ti avvicini al suo centro. Il periodo di tempo trascorso da una stella in questa fase della sua vita dipende da quanta massa ha la stella. In modo controintuitivo, le stelle massicce hanno una durata inferiore rispetto alle stelle più piccole. Le stelle grandi e massicce consumano il loro combustibile nucleare a un ritmo molto più rapido rispetto alle stelle più piccole. Le stelle possono avere dimensioni che vanno da un decimo delle dimensioni del nostro sole fino a centinaia di volte più grandi. Anche il colore di una stella varia a seconda delle sue dimensioni. Le stelle più grandi sono più calde e emettono più luce blu; le stelle più piccole sono più piccole e emettono più luce rossa.

Lo stadio principale della sequenza si verifica dopo che una nebulosa stellare collassa a causa della forza di gravità. Quando la nebulosa crolla, la temperatura interna aumenta. Quando il nucleo della protostella appena formata raggiunge una certa temperatura, inizia la fusione nucleare. La fusione nucleare è una reazione nucleare che rilascia energia fondendo insieme nuclei più piccoli e più leggeri in un nucleo più grande e più pesante. Questo processo rilascia fotoni di energia. Questi fotoni vengono assorbiti e riassorbiti più volte prima di lasciare la stella. La quantità di energia che viene rilasciata può essere calcolata usando la famosa equazione di Einstein, E = mc ² , dove E è la quantità di energia, m è il cambiamento di massa ec è la velocità della luce.

La maggior parte delle stelle di sequenza principali sono quasi completamente composte da idrogeno ed elio. Alcuni hanno una piccola percentuale di elementi più pesanti, come carbonio o ossigeno. Gli scienziati possono analizzare la composizione di una stella di sequenza principale studiando la luce che emettono.

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