Seqüència principal: diferència entre les revisions
m orto corba |
Radi (geometria)| |
||
Línia 20: | Línia 20: | ||
==Main sequence data== |
==Main sequence data== |
||
{{estels}} |
{{estels}} |
||
La taula següent mostra els paràmetres típics dels estels de seqüència principal. Els valors de lluminositat (L), [[radi]] (R) i [[massa]] (M) són en relació al [[Sol]]. Hi ha un marge d'incertesa del 20-30%. La coloració de la columna de classe estel·lar dóna una representació aproximada del color de l'estel. |
La taula següent mostra els paràmetres típics dels estels de seqüència principal. Els valors de lluminositat (L), [[Radi (geometria)|radi]] (R) i [[massa]] (M) són en relació al [[Sol]]. Hi ha un marge d'incertesa del 20-30%. La coloració de la columna de classe estel·lar dóna una representació aproximada del color de l'estel. |
||
:{| border="1" cellspacing="0" cellpadding="4" |
:{| border="1" cellspacing="0" cellpadding="4" |
||
|- bgcolor="#FFFFCC" |
|- bgcolor="#FFFFCC" |
||
!rowspan="2"|[[Classificació estel·lar|Classe<br />estel·lar]] |
!rowspan="2"|[[Classificació estel·lar|Classe<br />estel·lar]] |
||
![[Radi]] |
![[Radi (geometria)|Radi]] |
||
![[Massa]] |
![[Massa]] |
||
![[Lluminositat]] |
![[Lluminositat]] |
Revisió del 15:02, 12 set 2007
La seqüència principal d'un diagrama Hertzsprung-Russell és la corba en què es troben la majoria dels estels. Els estels en aquesta corba s'anomenen estels de seqüència principal o estels nans.
Aquesta corba és tan pronunciada perquè tant el tipus espectral com la lluminositat depenen únicament de la massa d'una estrella mentre aquesta fusioni hidrogen—i això és el que fan gairebé tots els estels durant la seva vida activa.
La seqüència principal no segueix una corba completament homogènia; això és degut principalment a les incerteses observacionals que afecten sobretot la distància a què es troba l'estel en qüestió així com els estels binaris.
Tanmateix, fins i tot una observació perfecta produiria una seqüència principal borrosa, ja que la massa no és l'únic paràmetre d'un estel. La seva composició química i estat evolutiu també canvien lleugerament la posició d'un estel a la seqüència principal. També ho fan els companys propers, la rotació o els camps magnètics, entre altres. De fet, hi ha estels molt pobres en metall (subnans) que es troben just a sota de la seqüència principal malgrat que fusionen hidrogen, i marquen el límit inferior del marge d'incertesa de la seqüència principal degut a la composició química.
Els astrònoms es refereixen ocasionalment a la "sequència principal d'edat zero" (zero age main sequence - ZAMS). Es tracta d'una línia calculada amb models virtuals del punt en què es trobarà un estel quan comenci la fusió d'hidrogen; la seva lluminositat i temperatura de superfície solen augmentar amb l'edat a partir d'aquest punt. Els estels solen entrar a i sortir de la seqüència principal quan neixen o quan comencen a apagar-se, respectivament.
El Sol és un estel de seqüència principal—ho ha estat durant uns 4.500 milions d'anys i ho serà durant uns altres 4.500 milions d'anys. El seu tipus espectral és G2 V. Una vegada s'exhaureixi el subministre d'hidrogen del nucli, s'expandirà i es convertirà en un gegant vermell.
La longevitat en seqüència principal d'un estel es pot estimar a partir de la seva massa en relació a la del Sol d'aquesta manera:
on és la massa del Sol, és la massa de l'estel i és l'estimació de la seva longevitat en seqüència principal. Els estels més lleugers, amb menys del 10% de la massa solar, poden durar més d'un bilió d'anys. Tanmateix, aquesta estimació no es correspon gaire bé amb la longevitat dels estels més pesants, que duren almenys uns quants milions d'anys.
Main sequence data
La taula següent mostra els paràmetres típics dels estels de seqüència principal. Els valors de lluminositat (L), radi (R) i massa (M) són en relació al Sol. Hi ha un marge d'incertesa del 20-30%. La coloració de la columna de classe estel·lar dóna una representació aproximada del color de l'estel.
Classe
estel·larRadi Massa Lluminositat Temperatura R/R☉ M/M☉ L/L☉ K O2 16 158 2.000.000 54.000 O5 14 58 800.000 46.000 B0 5,7 16 16.000 29.000 B5 3,7 5,4 750 15.200 A0 2,3 2,6 63 9.600 A5 1,8 1,9 24 8.700 F0 1,5 1,6 9,0 7.200 F5 1,2 1,35 4,0 6.400 G0 1,05 1,08 1,45 6.000 G2 1,0 1,0 1,0 5.700 G5 0,98 0,95 0,70 5.500 K0 0,89 0,83 0,36 5.150 K5 0,75 0,62 0,18 4.450 M0 0,64 0,47 0,075 3.850 M5 0,36 0,25 0,013 3.200 M8 0,15 0,10 0,0008 2.500 M9.5 0,10 0,08 0,0001 1.900