sequência principal
Denominação da fase de estabilidade das estrelas ou fase "adulta". Após a fase de nascimento atribulado da estrela, esta entra numa fase de equilíbrio quando se inicia a fusão do hidrogénio (H+).
A maturidade da estrela atinge-se quando a contração gravitacional para e a estrela mantém um raio praticamente constante. Nessa altura, o núcleo da estrela torna-se tão quente e denso que se iniciam aí reações nucleares. Aliás, uma estrela só é considerada como tal quando se inicia a produção de energia a partir de reações nucleares (caso não tenha massa suficiente para que tal aconteça denomina-se anã castanha). A partir desse momento e até à sua morte as estrelas não são mais do que enormes reatores nucleares.
É o período mais longo da vida das estrelas e apesar da aparente tranquilidade com que passa a sua meia-idade, vive-se no seu interior uma batalha constante entre a gravidade (a força que a tenta comprimir) e a força associada à pressão interna (a força que evita o seu colapso). Diz-se que a estrela entrou na fase de Sequência Principal quando atinge o equilíbrio entre a força da gravidade e a força que resulta da diferença de pressão entre as camadas mais interiores da estrela e as camadas exteriores. Esta diferença deve-se fundamentalmente à maior temperatura das camadas interiores, devido à existência de reações nucleares no seu interior. Assim, a primeira forma de sustentação da estrela contra a gravidade está relacionada com a energia térmica transportada do centro para o exterior, resultante da reação de fusão de 4 núcleos de hidrogénio (protões) em núcleos de hélio-4 (He2+).
Durante esta fase, mantêm-se constantes quatro grandezas fundamentais que caracterizam a estrela: a sua massa total (M), o seu raio (R), a luminosidade (L) e a temperatura efetiva (Tef).
Supostamente, estas grandezas podem tomar qualquer valor. Na realidade, tal não acontece, porque todos eles dependem uns dos outros. Assim, a estrela só vai tomar determinados valores bem definidos, estando a relação entre a luminosidade e a temperatura efetiva, apenas dependente da massa. Deste modo, num gráfico de luminosidade em função da temperatura efetiva (diagrama HR), as estrelas aglomeram-se quase todas numa pequena faixa e não ocupam todo o espaço. Por esta razão, também se denomina Sequência Principal à região no diagrama de Hertzsprung-Russell onde se encontram as estrelas estáveis, de meia-idade.
A maturidade da estrela atinge-se quando a contração gravitacional para e a estrela mantém um raio praticamente constante. Nessa altura, o núcleo da estrela torna-se tão quente e denso que se iniciam aí reações nucleares. Aliás, uma estrela só é considerada como tal quando se inicia a produção de energia a partir de reações nucleares (caso não tenha massa suficiente para que tal aconteça denomina-se anã castanha). A partir desse momento e até à sua morte as estrelas não são mais do que enormes reatores nucleares.
É o período mais longo da vida das estrelas e apesar da aparente tranquilidade com que passa a sua meia-idade, vive-se no seu interior uma batalha constante entre a gravidade (a força que a tenta comprimir) e a força associada à pressão interna (a força que evita o seu colapso). Diz-se que a estrela entrou na fase de Sequência Principal quando atinge o equilíbrio entre a força da gravidade e a força que resulta da diferença de pressão entre as camadas mais interiores da estrela e as camadas exteriores. Esta diferença deve-se fundamentalmente à maior temperatura das camadas interiores, devido à existência de reações nucleares no seu interior. Assim, a primeira forma de sustentação da estrela contra a gravidade está relacionada com a energia térmica transportada do centro para o exterior, resultante da reação de fusão de 4 núcleos de hidrogénio (protões) em núcleos de hélio-4 (He2+).
Durante esta fase, mantêm-se constantes quatro grandezas fundamentais que caracterizam a estrela: a sua massa total (M), o seu raio (R), a luminosidade (L) e a temperatura efetiva (Tef).
Supostamente, estas grandezas podem tomar qualquer valor. Na realidade, tal não acontece, porque todos eles dependem uns dos outros. Assim, a estrela só vai tomar determinados valores bem definidos, estando a relação entre a luminosidade e a temperatura efetiva, apenas dependente da massa. Deste modo, num gráfico de luminosidade em função da temperatura efetiva (diagrama HR), as estrelas aglomeram-se quase todas numa pequena faixa e não ocupam todo o espaço. Por esta razão, também se denomina Sequência Principal à região no diagrama de Hertzsprung-Russell onde se encontram as estrelas estáveis, de meia-idade.
Como referenciar:
sequência principal in Artigos de apoio Infopédia [em linha]. Porto: Porto Editora, 2003-2020. [consult. 2020-01-23 02:17:07]. Disponível na Internet:
