Sequenza principale: differenze tra le versioni

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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.

Più la stella è massiccia, minore è il tempo in cui permane nella sequenza principale; questo perché, all'incrementare della massa, è necessario che i processi nucleari avvengano ad un ritmo superiore (e quindi anche più rapidamente) per contrastare la gravità della maggiore massa ed evitare il collasso. Dopo che il quantitativo di idrogeno nel nucleo si è completamente convertito in elio, la stella esce dalla sequenza principale, seguendo differenti "tragitti" a seconda della massa: le stelle con meno di 0,23 M_☉ divengono direttamente delle [[nana bianca|nane bianche]], mentre le stelle con masse maggiori passano per la fase di [[stella gigante]] o, a seconda della massa, [[stella supergigante|supergigante]],<ref name=romp69 /> per poi arrivare, previa fenomeni più o meno violenti (come l'esplosione di una [[supernova]]), alla fase finale di [[stella degenere]].<ref name="science304">{{cita pubblicazione| autore= G. Gilmore | titolo=The Short Spectacular Life of a Superstar | rivista=Science | anno=2004 | volume=304 | numero=5697 | pp=1915–1916 | url=httphttps://www.sciencemag.org/cgi/content/full/sci;304/5679/1915 | accesso=1º maggio 2007 | doi=10.1126/science.1100370 }}</ref>

La sequenza principale è talvolta suddivisa in due parti, una superiore e una inferiore, sulla base del processo prevalentemente utilizzato dalla stella nel produrre energia. La parte bassa della sequenza è occupata dalle stelle aventi una massa inferiore alle 1,5 M_☉, le quali fondono l'idrogeno in elio sfruttando una sequenza di reazioni che prende il nome di [[catena protone-protone]]. Al di sopra di questa massa, nella sequenza principale superiore, la fusione dell'idrogeno in elio avviene sfruttando come [[catalizzatore|catalizzatori]] gli atomi di [[carbonio]], [[azoto]] e [[ossigeno]], in un ciclo di reazioni noto come [[ciclo CNO]].

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[[File:Witness the Birth of a Star.jpg|thumb|left|Rappresentazione artistica della protostella scoperta nella nube oscura [[LDN 1014]]; ben visibili sono il disco di accrescimento e i getti che si dipartono dai poli della protostella.]]

Quando una [[protostella]] si forma attraverso il [[collasso gravitazionale|collasso]] di una [[nube molecolare]] di [[gas]] e polvere, la sua composizione chimica iniziale consiste solitamente nel 70% di idrogeno, 28% di [[elio]] e tracce di altri elementi<ref name=asr34_1>{{cita pubblicazione | cognome=Gloeckler | nome=George | coautori=Geiss, Johannes | titolo=Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions | rivista=Advances in Space Research | anno=2004 | volume=34 | numero=1 | pp=53–60 | doi=10.1016/j.asr.2003.02.054|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AdSpR..34...53G|accesso=21 novembre 2011 }}</ref>. La massa iniziale della stella dipende dalle condizioni locali della nube: la distribuzione delle masse fra le stelle nascenti all'interno di una nube è descritta dalla [[funzione di massa iniziale]]<ref name=science295_5552>{{cita pubblicazione | cognome=Kroupa | nome=Pavel | titolo=The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems | rivista=Science | data=1º aprile 2002 | volume=295 | numero=5552 | pp=82–91 | url=httphttps://www.sciencemag.org/cgi/content/full/295/5552/82 | accesso=21 novembre 2011 | doi=10.1126/science.1067524 }}</ref>. Nelle prime fasi del collasso, la [[stella pre-sequenza principale]] genera energia tramite la contrazione gravitazionale, ma quando il nucleo raggiunge un sufficiente grado di [[densità]], esso comincia a [[fusione nucleare|fondere]] l'idrogeno in elio, producendo sempre più energia in questo modo<ref name=tnc/>.

Quando la fusione nucleare diviene il processo dominante di produzione dell'energia e l'energia ricavata dalla contrazione gravitazionale si è dispersa<ref name=science293_5538>{{cita pubblicazione | cognome=Schilling | nome=Govert | titolo=New Model Shows Sun Was a Hot Young Star | rivista=Science | anno=2001 | volume=293 | numero=5538 | pp=2188–2189 | url=httphttps://www.sciencemag.org/cgi/content/full/293/5538/2188 | accesso=21 novembre 2011 | doi=10.1126/science.293.5538.2188 }}</ref>, la stella giace in un punto della sequenza principale nel diagramma H-R, dipendente principalmente dalla sua massa. Gli astronomi si riferiscono a questo stadio della [[evoluzione stellare]] con l'espressione ''Zero-Age Main Sequence'' (ZAMS), ''[[formazione stellare#Avvio della fusione dell'idrogeno e ZAMS|sequenza principale di età zero]]''<ref name=zams_sao>{{cita web | url=httphttps://astronomy.swin.edu.au/cms/astro/cosmos/Z/Zero+Age+Main+Sequence | titolo=Zero Age Main Sequence |sito=The SAO Encyclopedia of Astronomy | editore=Swinburne University | accesso=25 novembre 2011 }}</ref>.

Una stella permane nella sua posizione iniziale all'interno della sequenza principale finché una significativa porzione dell'idrogeno presente nel suo nucleo viene convertita in elio. A questo punto, essa esce dalla sequenza principale, muovendosi verso la parte in alto a destra del diagramma H-R, cioè diventando più luminosa e meno calda in superficie. La sequenza principale quindi è occupata dalle stelle che producono energia fondendo l'idrogeno presente nel loro nucleo<ref name=tnc/>.

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L'energia totale che una stella può generare mediante fusione è limitata dal quantitativo di idrogeno presente nel suo nucleo. Perché una stella sia in equilibrio l'energia generata nel nucleo deve essere uguale a quella irraggiata dalla superficie. Poiché la luminosità equivale all'energia irraggiata nell'unità di tempo, in prima approssimazione si può dedurre la lunghezza della vita di una stella dall'energia che può produrre durante la sua esistenza dividendola per la sua luminosità<ref name=rit_ms>{{cita web | cognome=Richmond | nome=Michael W. | data=10 novembre 2004 | url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/star_age/star_age.html | titolo=Stellar evolution on the main sequence | editore=Rochester Institute of Technology | accesso=1º dicembre 2011}}</ref>.

Nelle stelle di sequenza principale la luminosità (''L'') e la massa (''M'') sono correlate dalla relazione massa-luminosità<ref name=lecchini07>Per una dettagliata ricostruzione della derivazione di questa relazione da parte di Eddington nel 1924, cfr. {{cita libro | nome=Stefano | cognome=Lecchini | anno=2007 | titolo=How Dwarfs Became Giants. The Discovery of the Mass-Luminosity Relation | url=httphttps://www.amazon.de/Dwarfs-Giants-Discovery-Mass-Luminosity-Relation/dp/3952288268 | editore=Bern Studies in the History and Philosophy of Science | ISBN=3-9522882-6-8}}</ref>, che può essere approssimativamente espressa dalla seguente [[legge di potenza]]:

:<math>L\propto M^{3,5}</math>

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| titolo=Revised rates for the stellar triple-α process from measurement of 12C nuclear resonances

| rivista=Nature | anno=2004 | volume=433 | pp=136–139| doi=10.1038/nature03219

| url=httphttps://www.nature.com/nature/journal/v433/n7022/full/nature03219.html

| numero= 7022 }}</ref>, il nucleo raggiunge temperature sufficienti per innescare la fusione dell'elio in carbonio tramite il [[processo tre alfa]]<ref name=sitko00>{{cita web

|cognome = Sitko