Em astronomia, a sequência principal é uma faixa de estrelas no diagrama de Hertzsprung-Russell, um gráfico que relaciona luminosidade e temperatura superficial das estrelas. Estrelas nessa faixa são conhecidas como estrelas da sequência principal, ou estrelas anãs. A maioria das estrelas está na sequência principal, incluindo o Sol.
A sequência principal representa o estágio evolutivo em que as estrelas geram energia pela fusão de átomos de hidrogênio em hélio em seu núcleo. A geração de energia por fusão mantém a estrela em equilíbrio hidrostático, contrabalanceando a pressão gravitacional das camadas externas. Existem dois processos de fusão de hidrogênio, cujas eficiências dependem da temperatura da região do núcleo estelar. Estrelas com menos de 1,5 vezes a massa solar (M☉) geram a maior parte de sua energia pela cadeia próton-próton, enquanto em estrelas mais massivas predomina o ciclo CNO. A energia produzida no núcleo é carregada até a superfície da estrela por radiação ou convecção, e então é irradiada pela fotosfera. A estrutura interna de uma estrela da sequência principal é determinada pela sua massa. Estrelas com mais de 1,5 M☉ possuem núcleos convectivos e envelopes radiativos, estrelas entre 0,5 e 1,5 M☉ possuem núcleos radiativos e envelopes convectivos, enquanto as menores estrelas, com menos de 0,5 M☉, são inteiramente convectivas.
A posição de uma estrela na sequência principal é determinada principalmente pela sua massa, com as estrelas mais massivas sendo as mais luminosas e quentes. Assim, a sequência principal pode ser entendida como uma sequência de massas para estrelas que fundem hidrogênio no núcleo, desde as estrelas mais frias e de menor massa, encontradas na parte inferior direita do diagrama de Hertzsprung-Russell, até as mais quentes e massivas na outra extremidade. As propriedades básicas das estrelas da sequência principal estão fortemente correlacionadas, e a partir da massa é possível estimar parâmetros como raio, temperatura e luminosidade. Além da massa, outros fatores influenciam em menor escala a posição de uma estrela na sequência principal, em especial a metalicidade.
Objetos com mais de aproximadamente 0,08 M☉ atingem as condições necessárias para fundir hidrogênio pouco depois de sua formação, e então permanecem na sequência principal pela maior parte de suas vidas. Objetos menos massivos, conhecidos como anãs marrons, nunca alcançam uma temperatura nuclear suficiente para manter a fusão de hidrogênio, e portanto não são considerados estrelas. A duração da fase de sequência principal depende principalmente da massa estelar, variando entre poucos milhões de anos para as estrelas mais massivas até trilhões de anos para as menores anãs vermelhas. Conforme uma estrela evolui pela sequência principal, ela fica maior e mais luminosa. Quando todo o hidrogênio do núcleo é consumido por fusão nuclear, a estrela abandona a sequência principal e, se for mais massiva que 0,23 M☉, começa a fundir hidrogênio em uma casca ao redor do núcleo, passando para as fases de subgigante e então de gigante vermelha. A observação do diagrama de Hertzsprung-Russell para aglomerados estelares mostra essa sequência evolucionária, e do ponto de saída da sequência principal a idade do aglomerado pode ser estimada.
História
No começo do século XX, informações sobre os tipos e distâncias de estrela se tornaram disponíveis. Várias características distintas foram encontradas nos espectro das estrelas, permitindo que elas fossem categorizadas. Annie Jump Cannon e Edward C. Pickering, do Harvard College Observatory, desenvolveram um método de classificação estelar que ficou conhecido como a classificação espectral de Harvard, publicada no Harvard Annals em 1901.
Em 1906, o astrônomo dinamarquês Ejnar Hertzsprung percebeu que as estrelas mais vermelhas, classificadas com os tipos K e M no sistema de Harvard, poderiam ser divididas em dois grupos distintos. Essas estrelas são ou muito mais brilhantes que o Sol, ou muito menos brilhantes. Para diferenciar esses grupos, ele os chamou de estrelas "gigantes" e estrelas "anãs". No ano seguinte, ele começou a estudar aglomerados estelares—grandes grupos de estrelas localizadas aproximadamente à mesma distância. Ele publicou os primeiros diagramas comparando a cor e o brilho das estrelas dos aglomerados, revelando uma proeminente e contínua banda de estrelas, que foi chamada de sequência principal.
Uma linha de pesquisa semelhante estava sendo seguida por Henry Norris Russell, da Universidade de Princeton, que estudou a relação entre a classificação espectral de estrelas e seus verdadeiros brilhos corrigidos da distância—a magnitude absoluta. Para esse propósito, ele usou um conjunto de estrelas com distâncias precisas medidas por paralaxe e que tinham sido classificadas no sistema de Harvard. Ao construir o diagrama comparando o tipo espectral com a magnitude absoluta dessas estrelas, ele descobriu que as estrelas anãs seguiam uma relação bem definida. Isso permitiu que o brilho real de uma estrela anã fosse previsto com relativa exatidão.
Das estrelas vermelhas observadas por Hertzsprung, as estrelas anãs também seguiam a relação espectro-luminosidade achada por Russell. Contudo, as estrelas gigantes eram muito mais brilhantes e não seguiam a mesma relação. Russell propôs que as estrelas gigante tinham densidades baixas ou brilho superficial alto, enquanto o contrário era verdadeiro para as anãs.
Em 1933, Bengt Strömgren introduziu o termo diagrama de Hertzsprung-Russell para denotar um diagrama relacionando a luminosidade e o tipo espectral das estrelas. Esse nome reflete o desenvolvimento paralelo dessa técnica por Hertzsprung e Russell no começo do século.
Conforme modelos evolucionários para estrelas foram desenvolvidos na década de 1930, foi mostrado que, para estrelas de composição química uniforme, existe uma relação entre a massa da estrela e sua luminosidade e raio. Em outras palavras, para uma certa massa e composição, existe uma solução única que determina o raio e luminosidade da estrela. Isso ficou conhecido como o teorema de Vogt-Russell, nomeado a partir de Heinrich Vogt e Henry Norris Russell. De acordo com esse teorema, quando a composição química de uma estrela e sua posição na sequência principal são conhecidas, a massa e o raio podem ser determinados. (Mais tarde, no entanto, foi descoberto que o teorema não é válido para estrelas de composição não uniforme.)
Um sistema refinado de classificação estelar foi publicado em 1943 por William Wilson Morgan e Philip Childs Keenan. Conhecido como sistema MK, ele atribui a cada estrela uma classe espectral, baseada na classificação de Harvard, e uma classe de luminosidade. Na classificação de Harvard original, quando a relação entre espectro e temperatura era desconhecida, cada estrela recebia uma letra baseada na intensidade de sua linha de hidrogênio, com A sendo a classe com a linha mais intensa. Quando ordenados por temperatura e quando classes duplicadas eram removidas, os tipos espectrais das estrelas, em ordem de temperatura decrescente indo do azul ao vermelho, seguiam a sequência O, B, A, F, G, K e M. A classe de luminosidade variava de I a V, da maior para a menor luminosidade. Estrelas com a classe de luminosidade V pertenciam à sequência principal.
Formação
Quando uma protoestrela é formada pelo colapso de uma nuvem molecular gigante de gás e poeira no meio interestelar, sua composição por massa é de aproximadamente 70% hidrogênio e 28% hélio, com traços de outros elementos. A massa inicial da estrela depende de condições locais dentro da nuvem, e a distribuição de massas iniciais é descrita empiricamente pela função de massa inicial. Durante o colapso inicial, essa estrela da pré-sequência principal gera energia por contrações gravitacionais. Ao alcançar uma densidade alta o bastante, o núcleo estelar começa a gerar energia através de um processo de fusão nuclear que converte hidrogênio em hélio.
Quando a fusão nuclear de hidrogênio torna-se o processo dominante de produção de energia e a energia em excesso das contrações gravitacionais é perdida, a estrela situa-se em uma curva do diagrama de Hertzsprung-Russell chamada de sequência principal de idade zero (zero age main sequence, ou ZAMS). A curva ZAMS pode ser calculada usando modelos de computador das propriedades estelares no ponto de começo da fusão de hidrogênio. A partir da ZAMS, o brilho e temperatura superficial das estrelas tipicamente aumentam com a idade.
Uma estrela permanece próxima de sua posição inicial na sequência principal até que uma quantidade significativa de hidrogênio no núcleo seja convertida em hélio, e então começa a evoluir pelo ramo das subgigantes para uma estrela mais luminosa. No diagrama de Hertzsprung-Russell, as estrelas após a sequência principal evoluem para cima e para a direita. Assim, a estrela principal representa o estágio primário da vida de uma estrela, em que ela queima hidrogênio no núcleo.
Propriedades A maioria das estrelas em um diagrama de Hertzsprung-Russell típico estão na sequência principal. Essa linha existe porque a temperatura e luminosidade de uma estrela fundindo hidrogênio em seu núcleo dependem, de forma aproximada, apenas de um parâmetro, a massa estelar. Como as estrelas passam a maior parte de suas vidas ativas fundindo hidrogênio no núcleo, a maioria das estrelas está posicionada na sequência principal.
A temperatura de uma estrela determina seu tipo espectral através das propriedades físicas do plasma na sua fotosfera. A temperatura também está diretamente relacionada à cor da estrela, de acordo com a lei de Planck. A emissão de energia de uma estrela em função do comprimento de onda é influenciada por sua temperatura e composição. Um indicador frequentemente usado para quantificar essa distribuição de energia é o índice de cor, B − V, que mede a diferença na magnitude aparente da estrela em um filtro azul (B) e em um filtro de luz visível (V). Esse valor, frequentemente corrigido de avermelhamento interestelar, é uma medida da temperatura da estrela.
thumb|upright=1.2|Comparação de tamanho entre estrelas da sequência principal de diferentes tipos Os parâmetros físicos de estrelas da sequência principal, como massa, raio e luminosidade, estão fortemente correlacionados e seus valores podem ser aproximados por várias relações. Considerando uma estrela como um corpo negro, sua luminosidade L está relacionada com o raio R e temperatura efetiva Teff de acordo com a lei de Stefan-Boltzmann:
em que σ é a constante de Stefan-Boltzmann. Como a posição de uma estrela no diagrama de Hertzsprung-Russell é determinada por sua luminosidade e temperatura, essa relação pode ser usada para calcular seu raio.
A posição de uma estrela na sequência principal é basicamente uma função de sua massa. Quanto mais massiva uma estrela, mais luminosa e mais quente ela é, se encontrando na parte de cima da sequência principal. Isso é representado pela relação massa-luminosidade, uma lei de potência que relaciona a massa de uma estrela com sua luminosidade, expressa por . Valores típicos dados para o expoente n são de aproximadamente 3–4.
Existe também uma relação entre a massa e o raio para estrelas da sequência principal, que é próxima de linear. De fato, a razão entre a massa e o raio aumenta por um fator de apenas 3 com um aumento da massa em 2,5 ordens de magnitude. A geração de energia por unidade de massa, ε = L/M, é proporcional a TI15, em que TI é a temperatura do núcleo. Isso é apropriado para estrelas pelo menos mais massivas que o Sol, exibindo o ciclo CNO, e fornece uma aproximação melhor para a relação massa-raio, R ∝ M0,78.
Parâmetros típicos