Sequenza principale: differenze tra le versioni

Versione delle 13:54, 23 nov 2015

Versione delle 19:54, 18 dic 2015

Riga 150:

A mano a mano che l'elio inerte, prodotto della fusione, si accumula nel nucleo della stella, la riduzione della quantità di idrogeno all'interno della stella si traduce nella diminuzione del tasso di fusione. Di conseguenza il nucleo stellare si contrae aumentando la sua temperatura e pressione, il che produce un nuovo innalzamento del tasso di fusione per compensare la maggiore densità del nucleo. La maggiore produzione di energia da parte del nucleo aumenta la luminosità e il raggio della stella nel tempo<ref name="clayton83"/>. Ad esempio, la luminosità del Sole, quando entrò nella sequenza principale, era circa il 70% di quella attuale<ref name=sp74>{{cita pubblicazione | cognome=Gough | nome=D. O. | titolo=Solar interior structure and luminosity variations | rivista=Solar Physics | anno=1981 | volume=74 | numero=1 | pagine=21–34 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981SoPh...74...21G | doi=10.1007/BF00151270 |accesso=30 novembre 2011}}</ref>. Cambiando la sua luminosità, la stella cambia anche la sua posizione nel diagramma H-R. Di conseguenza la sequenza principale non è una semplice linea nel diagramma, ma appare come una banda relativamente spessa in quanto in essa sono presenti stelle di tutte le età<ref name=padmanabhan01>{{cita libro | nome=Thanu | cognome=Padmanabhan | anno=2001 | titolo=Theoretical Astrophysics | editore=Cambridge University Press | ISBN=0-521-56241-4 }}</ref>.

Esistono altri fattori che allargano la banda della sequenza principale. Alcuni sono estrinseci, come ad esempio le incertezze nella distanza delle stelle o la presenza di una [[stella binaria]] irrisolta che altera i parametri stellari. Ma altri sono intrinseci: oltre alla differente composizione chimica, dovuta sia alla [[metallicità]] iniziale della stella, sia al suo stadio evolutivo<ref name=apj128_3>{{cita pubblicazione | cognome=Wright | nome=J. T. | titolo=Do We Know of Any Maunder Minimum Stars? | rivista=The Astronomical Journal | anno=2004 | volume=128 | numero=3 | pagine=1273–1278 <!--| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/0406338--> | accesso=30 novembre 2011 | doi=10.1086/423221 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AJ....128.1273W }}</ref>, le interazioni con una [[stella binaria|compagna stretta]]<ref name=tayler94>{{cita libro | cognome=Roger John | nome=Tayler | anno=1994 | titolo=The Stars: Their Structure and Evolution | editore=Cambridge University Press | ISBN=0-521-45885-4 }}</ref>, una [[Rotazione stellare|rotazione particolarmente rapida]]<ref name=mnras113>{{cita pubblicazione | cognome=Sweet | coautori=Roy, A. E. | nome=I. P. A. | titolo=The structure of rotating stars | rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | anno=1953 | volume=113 | pagine=701–715 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1953MNRAS.113..701S|accesso=30 novembre 2011 }}</ref> o un [[Campo magnetico stellare|campo magnetico peculiare]] possono modificare leggermente la posizione della stella all'interno della sequenza principale. Ad esempio, le stelle che hanno metallicità molto bassa, cioè che sono molto povere di elementi con [[numero atomico]] maggiore di quello dell'elio, si collocano un po' al di sotto della sequenza principale. Esse sono note come [[Stella subnana|stelle subnane]], benché esse, come tutte le altre stelle di sequenza principale, fondano l'idrogeno nei loro nuclei<ref name=cwcs13>{{cita conferenza | cognome=Burgasser | nome=Adam J. | coautori=Kirkpatrick, J. Davy; Lepine, Sebastien | titolo=Spitzer Studies of Ultracool Subdwarfs: Metal-poor Late-type M, L and T Dwarfs | conferenza=Proceedings of the 13th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems and the Sun |pp =237 | editore=Dordrecht, D. Reidel Publishing Co | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/0409178 | accesso=30 novembre 2011 }}</ref>.

Una regione quasi verticale nel diagramma H-R, conosciuta come [[striscia di instabilità]], è occupata dal [[stella variabile|stelle variabili]] pulsanti, fra le quali le più note sono le [[Variabile Cefeide|variabili Cefeidi]]. Le pulsazioni sono correlate a oscillazioni di luminosità con periodi molto regolari. La striscia di instabilità interseca la parte alta della sequenza principale nella regione delle classi A e F, cioè in quella occupata dalle stelle aventi una massa compresa fra 1 e 2 M_☉. La parte della striscia di instabilità più vicina alla sequenza principale è occupata dalle [[Variabile Delta Scuti|variabili Delta Scuti]]. Le stelle variabili di sequenza principale di questa regione presentano solo piccoli cambiamenti di luminosità che sono difficili da rilevare<ref name=green04>{{cita libro | nome=S. F. | cognome=Green | coautori=Jones, Mark Henry; Burnell, S. Jocelyn | anno=2004 | titolo=An Introduction to the Sun and Stars | editore=Cambridge University Press | ISBN=0-521-54622-2 }}</ref>. Altre stelle di sequenza principale variabili, come le [[Variabile Beta Cephei|variabili Beta Cephei]], non hanno relazioni dirette con la striscia di instabilità.