Como ya hemos descubierto en la introducción, la evolución de una estrella puede ser un tema complicado. Afortunadamente, hay una manera de resolver esto y crear algunas pautas.
Todas las estrellas producen su energía a través de la fusión nuclear,
y hay dos categorías principales de estrellas:
- Estrellas de baja masa, como nuestro Sol
- Estrellas de alta masa, como las grandes supergigantes
Ambas categorías de estrellas pueden comenzar de la misma manera, pero sus extremos son dramáticamente diferentes. Una estrella de baja masa es cualquier estrella que tenga menos de 2,2 masas solares. Cualquier estrella que tenga más masa que 2,2 masas solares es una estrella de gran masa.
Ya hemos introducido el concepto de Masa de Jeans y Longitud de Jeans que impone restricciones en el tamaño de la nube antes del colapso. Ahora la masa total de la nube que se contrae dictará el lugar de las estrellas que pronto serán en la Secuencia Principal.
Un diagrama de Hertzsprung-Russell es probablemente una de las herramientas más poderosas que un astrónomo puede tener. Iniciado por Elnar Hertzsprung y Henry Norris Russell, el diagrama demostró la relación entre luminosidad y radio:
El resultado es una representación gráfica de lo que sabemos sobre las estrellas:
(Crédito de la imagen: Pearson Education, Addison Wesley)
El diagrama demuestra que las estrellas normales como nuestro Sol existen en lo que se llama la Secuencia Principal. Otras estrellas pueblan otras áreas en función de la energía que producen y su luminosidad.
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Pero antes de mirar las estrellas completamente formadas, tenemos que examinar la historia temprana de las protoestrellas.
La imagen de la izquierda muestra una nube molecular que se ha colapsado hasta el punto de que una protoestrella central está produciendo calor y energía, no suficiente para fusionar átomos de hidrógeno, sino suficiente para aplanar la nube y expulsar el material del disco (el sendero verde) lejos de la nube. Una vez que se expulsa el material, la rotación angular de la nube en su conjunto comienza a ralentizarse y se pierde el momento angular, pero la energía debe ir a alguna parte. La forma de la parte iluminada del disco muestra dónde |
parte de esta energía va a medida que se forman bandas magnéticas cerca de la estrella. La energía de la rotación ahora se transfiere a través de líneas magnéticas. Sin embargo, el calor de la protoestrella continúa aumentando.
Crédito de la imagen
Los chorros de alta velocidad crean ondas de choque interestelares como la imagen de arriba. Esto se llama objeto Herbig-Haro. El efecto es el resultado de oxígeno ionizado y carbono. Los vientos que crean estos objetos pueden estar entre 20 km / s y casi 500 km/s.
El nombre del objeto central durante estas etapas cambia de protoestrella a Objeto Estelar Joven. Mientras los chorros continúan expulsando material de disco, el Objeto Estelar Joven (YSO) se hace visible y el nombre cambia de nuevo a una estrella T-Tauri. Esta etapa continúa hasta que se inicia la fusión de hidrógeno.
El punto de separación entre estrellas de baja y alta masa está en la masa de la nube misma. Mediante el estudio de grupos de estrellas YSO y T-Tauri, los astrónomos han sido capaces de teorizar las posiciones que toman las nuevas estrellas en el diagrama de Hertzsprung-Russell (en adelante, el diagrama H-R). La Pista Hayashi, que lleva el nombre de Chushiro Hayashi después de un extenso trabajo en evolución estelar, demuestra dónde una estrella T-Tauri entrará en la Secuencia Principal.
Crédito de la imagen
Una mirada más detallada a las pistas evolutivas:
(Crédito de la imagen: Brooks / Cole Thomson Learning)
| Esta línea de tiempo muestra el límite de masa de los YSO. Puede notar en la carta que los YSO de mayor masa ingresan a la secuencia principal más rápido que las estrellas de menor masa. Este factor también está presente en la vida de estas estrellas. Básicamente, grandes estrellas:
” Viven rápido y mueren jóvenes.” |
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De especial interés, el punto en el que la estrella entra en la Secuencia Principal, se llama estrella de Secuencia Principal de Edad Cero, o ZAMS.
Nuestras estrellas han entrado en la fase de Secuencia Principal. La fusión nuclear ha comenzado en el núcleo de la estrella y está irradiando y/o convectando su energía a la atmósfera de la superficie.
(Crédito de la imagen: Brooks / Cole Thomson Learning)
En cuanto al transporte de energía interior, las diferencias son un poco diferentes:
- El mecanismo de transporte de energía de la radiación está presente en estrellas entre 0.8 y 1.2 Masas solares
- Las estrellas menores de 0.8 (Enanas marrones, YSO, T-Tauri) tienen núcleos convectantes
- Todas las demás estrellas muestran el patrón de transporte de energía, ya que la estrella masiva de la imagen anterior
Una vez en la Secuencia Principal, las estrellas de baja y alta masa crean su energía a través de la Cadena Protón-Protón.
(Crédito de la imagen: Brooks / Cole Thomson Learning)
Toma un tiempo para que algo de esta reacción tenga lugar, y como resultado tiene bastante tiempo antes de gastar el hidrógeno del núcleo.
Vidas Estelares Basadas en la Clase Espectral:
Observe cómo la estrella de tipo O reside en la Secuencia Principal durante solo un millón de años en comparación con una estrella como nuestro Sol.
Una vez que una estrella inicia la combustión de hidrógeno de la cáscara, esto marca el Punto de Desvío de la Secuencia Principal. En este punto, las estrellas de baja y alta masa evolucionan un poco diferentes.
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