Fases de las estrellas

estrella de baja masa

Las estrellas nacen en nubes masivas de gas y polvo. Las regiones de formación estelar se desencadenan por las perturbaciones de estas nubes (por ejemplo, por una supernova cercana) que inician el colapso gravitatorio. La composición química, la masa y el momento angular del gas y el polvo de la región en colapso son ingredientes clave que determinan la evolución de la estrella que finalmente se forma.
A medida que se atrae más y más material hacia el centro de la región de colapso, se desarrolla una protoestrella. Las protoestrellas que superan una masa crítica (0,075 Mʘ, donde Mʘ es la masa del Sol) acaban por calentarse lo suficiente como para iniciar la fusión de hidrógeno en sus núcleos: el requisito clave para que alcance el estatus de verdadera estrella.
La figura 1 es un ejemplo del diagrama de Hertzsprung-Russell (HR) para estrellas de masa baja a intermedia (0,075 Mʘ – 5ʘ); una de las herramientas más importantes en astronomía estelar. Los dos científicos, que dan nombre al diagrama, descubrieron que al trazar el brillo de las estrellas frente a su temperatura superficial se podía determinar una secuencia evolutiva. En el momento en que la estrella se alimenta de la quema de hidrógeno en el núcleo, se dice que se ha incorporado a la secuencia principal. Es la primera de varias fases clave del ciclo de vida estelar. La secuencia principal es una etapa de evolución quiescente, marcada por un aumento gradual de la temperatura superficial y la luminosidad. Es la fase más larga de la evolución y, como su nombre indica, en ella se encuentran la mayoría de las estrellas del diagrama HR.

hoja de trabajo del ciclo de vida de una estrella

La mayor parte de la masa inicial de gas de nuestra galaxia se ha convertido en estrellas. Mientras que las estrellas masivas y sus etapas finales dominan la entrada de energía en el medio interestelar, las de baja masa y las de tipo solar constituyen la mayor parte de la masa total de nuestra galaxia. En general, se acepta que las estrellas se forman por colapso gravitatorio de núcleos de nubes moleculares polvorientas.
Diferentes procesos internos pueden estabilizar un núcleo de nube ligado gravitatoriamente, pero finalmente puede colapsar por su propia gravedad y formar una o más protoestrellas en su centro. En sus fases iniciales están tan profundamente incrustadas en su núcleo de nube parental que son invisibles en longitudes de onda ópticas y del infrarrojo cercano.
Debido al gran momento angular de la nube, pronto se forma un disco circunestelar alrededor del núcleo protoestelar. Se cree que estos discos son los responsables de los chorros y otros fenómenos de flujos bipolares asociados a las estrellas jóvenes. Estos flujos de salida son probablemente impulsados magnéticamente y se consideran uno de los mecanismos para transportar el momento angular. Sin este transporte eficaz del momento angular, una estrella no podría aumentar su masa.

estrella de la secuencia principal

Cuando abres la caja por primera vez, empiezas con una estrella con la misma masa que el Sol, pero puedes cambiarla por una masa diferente en cualquier momento. Las pistas que ves en el gráfico (a la izquierda) trazan el ciclo de vida de la estrella. Puedes reproducir la animación de la estrella moviéndose por el diagrama, y ver cómo cambia su brillo, tamaño, temperatura superficial y masa en los paneles de la derecha.
Las estrellas pueden tardar miles de millones de años en pasar por su vida, y los acontecimientos dramáticos tienen lugar en periodos de tiempo relativamente cortos. En la animación aceleramos el tiempo cuando la estrella no está cambiando mucho y ralentizamos las cosas para las fases dramáticas de la vida de la estrella.
Esto muestra cómo la masa de su estrella varía a lo largo de su vida. Las estrellas pierden masa gradualmente al convertir el hidrógeno en helio y elementos más pesados. También pueden perder masa a través de los vientos que soplan en su superficie y en momentos dramáticos de su vida.
Este cronómetro muestra el tiempo relativo que la estrella pasa en cada etapa de su vida. En la animación se acelera el tiempo cuando la estrella no está cambiando mucho y se ralentiza para las fases dramáticas de la vida de la estrella.

7 etapas de la formación estelar

Después de la fase de gigante roja, las estrellas de baja masa siguen un camino evolutivo diferente al de las estrellas más masivas. Por esta razón, vamos a considerar en primer lugar lo que ocurre con las estrellas de baja masa (menos de 8 veces la masa del Sol) cuando superan la fase de gigante roja. Para estudiar y comprender realmente la evolución estelar en detalle, habría que subdividir las estrellas más finamente. Es decir, querrías considerar por separado la evolución de las estrellas de 0,1, 0,5, 1,0, 1,5, 2,0, 3,0, 5,0 y 8,0 masas solares, por ejemplo, y encontrarías diferencias entre cada una. Vamos a seguir utilizando una estrella de masa solar como nuestro ejemplo para la evolución estelar de baja masa, pero debe darse cuenta de que los detalles de la evolución de las estrellas de 0,5 masas solares o 5,0 masas solares se desvían de la descripción general presentada a continuación.
Durante la fase de gigante roja de la vida de una estrella, el núcleo no está en equilibrio. Toda la fusión se produce en una cáscara fuera del núcleo de helio, por lo que no hay generación de energía ni presión de radiación hacia el exterior para sostener el núcleo de helio. Por esta razón, el núcleo de la estrella sigue colapsando durante la fase de gigante roja. El colapso implica un aumento de la temperatura y la densidad en el núcleo. En muchas estrellas de baja masa (de unas 0,5 a 3,0 masas solares), el núcleo puede comprimirse hasta el punto de convertirse en un gas degenerado. Esto tiene importantes consecuencias en la evolución estelar, por lo que describiré brevemente lo que significa.

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