Che cos'è un Stella di sequenza principale?
Una stella di sequenza principale è una stella nella lunga fase stabile della sua vita, in cui fonde idrogeno in elio nel nucleo. Circa il 90 % delle stelle visibili si trova sulla sequenza principale, Sole compreso — e una stella vi rimane per la stragrande maggioranza della propria esistenza.
La caratteristica distintiva è un braccio di ferro. La gravità tira ogni grammo della stella verso il centro; la pressione del plasma riscaldato dalla fusione spinge verso l'esterno. Quando le due si bilanciano esattamente, la stella è in equilibrio idrostatico e cambia a malapena per miliardi di anni. Quell'equilibrio si autocorregge: comprimi il nucleo e la fusione accelera, il che lo riscalda e lo rigonfia. Questo termostato spiega perché le stelle siano tra gli oggetti più stabili in natura.
Un solo numero alla nascita fissa tutto il resto: la massa. Una stella dieci volte più pesante del Sole non è semplicemente più grande — brucia più calda, più blu e migliaia di volte più luminosa, ed esaurisce il combustibile in qualche milione di anni anziché in dieci miliardi. Ecco la sequenza principale: un'unica linea che va dalle stelle calde, massicce, blu ed effimere a un capo, a quelle fredde, piccole, rosse e quasi immortali all'altro. Gli astronomi indicano le posizioni lungo di essa con le classi spettrali O, B, A, F, G, K ed M. Il Sole è una stella G2V, quasi esattamente al centro.
Il modello mostra una fotosfera di tipo solare: celle convettive grandi come continenti che salgono, si raffreddano e ridiscendono nell'arco di minuti, macchie magnetiche più scure dove le linee di campo strozzano il flusso di calore, e archi di plasma sopra il lembo. Nulla qui è dipinto: la superficie è generata da campi di rumore valutati sulla sfera, così come la granulazione reale è generata dalla convezione.