He aquí por qué:
* Secuencia principal: Esta es la fase más larga y estable de la vida de una estrella. Durante esta fase, la estrella fusiona el hidrógeno en helio en su núcleo, generando energía y manteniendo el equilibrio hidrostático.
* secuencia post-main: Una vez que se agota el combustible de hidrógeno en el núcleo, la estrella entra en una serie de fases de secuencia posteriores a la mayoría, donde fusiona elementos más pesados en su núcleo y capas externas. Esto incluye quemar helio, carbono, oxígeno, etc.
¿Por qué es la vida útil de la secuencia principal?
* Core Fuel: La fase de secuencia principal se basa únicamente en la fusión de hidrógeno en el núcleo. Este es el combustible más abundante, pero también es el más fácil de quemar.
* tasa de fusión: La tasa de fusión nuclear depende en gran medida de la temperatura y la densidad. A medida que la estrella envejece, su núcleo se contrae y se calienta, lo que hace que la tasa de fusión aumente, consumiendo el hidrógeno más rápidamente.
* Fusión de secuencia post-main: Si bien las fases de secuencia posterior al principal implican elementos más pesados, estos elementos son mucho menos abundantes y tienen umbrales de fusión más altos (que requieren temperaturas y presiones más altas). Por lo tanto, estas fases son mucho más cortas que la secuencia principal.
Ejemplo:
* La vida de la secuencia principal de nuestro Sun es de unos 10 mil millones de años.
* Su vida útil total estimada de la fusión (incluidas todas las fases de secuencia posterior a la mayoría) es de alrededor de 12-13 mil millones de años.
En conclusión, la vida de la secuencia principal representa la gran mayoría de la vida visible de una estrella, pero es solo una fracción del tiempo total que pasa experimentando fusión.
