Ce Este o Stea de Secvență Principală?

Stelele de secvențe principale sunt cele mai comune tipuri din Univers. Stelele secvențelor principale sunt stabile. Acestea îmbină nucleele de hidrogen împreună pentru a forma nuclee de heliu, eliberând energie și emite lumină.

Steaua Secvenței Principale

Copiați Acest Exemplu — Sau — Creați-vă Propriul Storyboard

Mai multe opțiuni

O stea de secvență principală este o stea în partea stabilă a ciclului său de viață. Ele sunt cel mai comun tip de stea din univers. Vedeta noastră, Soarele, se află în faza principală a succesiunii. Este cam la jumătatea acestei etape și, în cele din urmă, va deveni un gigant roșu în aproximativ cinci miliarde de ani.

Toate stelele secvenței principale sunt în echilibru, adică presiunea exterioară provocată de reacțiile de fuziune este echilibrată de forța gravitației care trage stelele împreună. Presiunea și temperatura unei stele secvențe principale cresc pe măsură ce vă apropiați de centrul acesteia. Durata de timp pe care o stea o petrece în această etapă a vieții depinde de cât de multă masă are steaua. Counterintuitiv, stelele masive au o durată de viață mai scurtă decât stelele mai mici. Marile mari, masive, consumă combustibilul nuclear într-un ritm mult mai rapid decât stelele mai mici. Stelele pot varia de la aproximativ o zecime din dimensiunea soarelui până la sute de ori mai mari. Culoarea unei stele variază de asemenea în funcție de mărimea ei. Stelele mai mari sunt mai calde și ele emit mai multă lumină albastră; stelele mai mici sunt mai mici și emit mai multă lumină roșie.

Etapa principală a secvenței apare după ce o nebulă stelară se prăbușește datorită forței gravitației. Pe măsură ce nebuloasa se prăbușește, temperatura internă crește. Atunci când miezul noului prototip ajunge la o anumită temperatură, începe fuziunea nucleară. Fuziunea nucleară este o reacție nucleară care eliberează energia prin fuziunea unor nuclee mai mici, mai ușoare într-un nucleu mai mare și mai greu. Acest proces eliberează fotoni ai energiei. Acești fotoni sunt absorbiți și reabsorbiți de mai multe ori înainte de a părăsi steaua. Cantitatea de energie eliberată poate fi calculată folosind ecuația celebră a lui Einstein, E = mc ² , unde E este cantitatea de energie, m este schimbarea masei și c este viteza luminii.

Cele mai multe stele ale secvenței principale sunt aproape complet compuse din hidrogen și heliu. Unii au un procent mic de elemente mai grele, cum ar fi carbonul sau oxigenul. Oamenii de știință pot analiza compoziția unei stele secvențiale principale studiind lumina pe care o produc.

Creează-ți propriul Storyboard

Încercați-l gratuit!