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Sequenza principale

In astronomia, la sequenza principale del diagramma Hertzsprung-Russell Ť la curva dove si posizionano la maggior parte delle stella. Tali stelle sono dette stelle di sequenza principale o stelle nane.

Questa linea Ť molto evidente perch√© sia il tipo spettrale che la luminosit√† di una stella dipendono principalmente dalla sua massa per tutto il tempo in cui fonde idrogeno, cosa in cui una stella Ť impegnata per almeno il 90% della sua vita.

Osservando piý attentamente, si vede che la sequenza principale non Ť esattamente una linea ma Ť leggermente allargata. Questo significa che stelle di identico tipo spettrale possono avere luminosit√† leggermente diverse. Le ragioni sono varie, e per la maggior parte poco conosciute. Si pensa che il motivo principale sia la diversa composizione chimica delle stelle, a sua volta legata alla loro storia evolutiva. In effetti, ci sono delle stelle molto povere di elementi pesanti che si trovano appena sotto la sequenza principale, nonostante anch'esse stiano fondendo idrogeno. Altri fattori possono essere la rotazione su se stesse, il campo magnetico, o addirittura la presenza di stelle compagne non risolte. Inoltre una stella aumenta (molto lentamente) la propria luminosit√† durante la sua permanenza nella sequenza principale, mentre sempre piý atomi di idrogeno si trovano pronti per la fusione.

Gli astronomi si riferiscono a volte ad una sequenza principale di età zero. Si tratta di una linea teorica, calcolata con modelli computerizzati, dove si posiziona una stella all'inizio della sua vita.

Le stelle entrano ed escono dalla sequenza principale, rispettivamente quando nascono e quando stanno per morire, sempre dalla parte superiore del diagramma H-R.

Il nostro Sole Ť una stella di sequenza principale. Lo Ť stato per 4,5 miliardi di anni, e lo sar√† per altrettanto tempo. Dopo che la provvista di idrogeno nel suo nucleo sar√† finita, lascer√† la sequenza principale per diventare una gigante rossa.


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