Sequenza principale: differenze tra le versioni

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La '''sequenza principale''' è una continua ed evidente banda di [[stella|stelle]] che appare, disposta in senso pressoché diagonale, nel [[diagramma Hertzsprung-Russell]], una rappresentazione grafica che mette in relazione la [[temperatura effettiva (astrofisica)|temperatura effettiva]] (riportata in [[ascissa]]) e la [[Luminosità (fisica)|luminosità]] (riportata in [[ordinata]]) delle stelle. Le stelle che si addensano in questa fascia sono dette '''stelle di sequenza principale''' o "stelle nane", anche se quest'ultima designazione è caduta in disuso<ref>{{Cita web |url=http://cass.ucsd.edu/public/tutorial/HR.html|titolo=The Hertzsprung-Russell Diagram|autore=Harding E. Smith|data=21 aprile 1999 |editore=Gene Smith's Astronomy Tutorial, Center for Astrophysics & Space Sciences, University of California, San Diego|accesso=29 ottobre 2009}}</ref><ref>{{cita web |url=http://www.atlasoftheuniverse.com/hr.html|titolo=The Hertzsprung Russell Diagram|autore=Richard Powell|anno=2006|editore=An Atlas of the Universe|accesso=29 ottobre 2009}}</ref>.

Dopo essersi [[formazione stellare|formata]] in una [[nube molecolare]], launa stella genera [[energia]] nel suo [[nucleo solare|nucleo]] tramite le [[reazione nucleare|reazioni nucleari]] di [[fusione nucleare|fusione]] dell'[[idrogeno]] in [[elio]]. Durante questa lunga fase del suo [[evoluzione stellare|ciclo vitale]], la stella si pone all'interno della sequenza principale in una posizione che è determinata principalmente dalla sua massa, ma anche da altri fattori quali la sua composizione chimica. Tutte le stelle di sequenza principale si trovano in uno stato di [[equilibrio idrostatico]], in cui la [[gas ideale|pressione termica]] e, nelle stelle massicce, la [[pressione di radiazione]]<ref>{{cita web|cognome=Brainerd |nome=Jerome J. |url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/Interior.html |titolo=The Interior of a Star |accesso=7 dicembre 2011 |editore=The Astrophysics Spectator |sito=Stars |data=26 gennaio 2005}}</ref> del nucleo, che puntano verso l'esterno, contrastano il naturale [[collasso gravitazionale]] degli strati della stella, che punta verso l'interno. A mantenere questo equilibrio contribuisce la forte dipendenza del tasso di creazione dell'energia dalla [[temperatura]] e dalla [[densità]].

L'energia prodotta nel nucleo viene trasportata attraverso gli [[struttura stellare|strati superiori]] tramite [[irraggiamento]] o [[convezione]], a seconda del [[gradiente di temperatura]] e dell'opacità; alla fine raggiunge la [[fotosfera]], da cui è irradiata nello [[spazio (astronomia)|spazio]] sotto forma di [[luce|energia radiante]]. Le stelle di sequenza principale con una massa superiore alle 1,5 [[massa solare|masse solari]] (M_☉) possiedono un nucleo convettivo, mentre fra il nucleo e la superficie l'energia viene trasportata per irraggiamento. Nelle stelle di massa compresa fra 1,5 M_☉ e 0,5 M_☉ avviene il contrario: esse possiedono un nucleo in cui la trasmissione dell'energia avviene per irraggiamento, mentre la convezione si innesca al di sopra del nucleo, in prossimità della superficie. Infine, le stelle di sequenza principale con massa inferiore a 0,5 M_☉ hanno un interno completamente convettivo.