Secuencia principal



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El diagrama de Hertzsprung-Russell muestra las estrellas. En la abscisa, el índice de color (BV); en el eje y, la magnitud absoluta . La secuencia principal se ve como una franja diagonal marcada que va de arriba a la izquierda a abajo a la derecha. Este diagrama representa 22.000 estrellas del catálogo de Hipparcos , así como 1.000 estrellas de baja luminosidad (enanas rojas o blancas) tomadas del catálogo de Gliese de estrellas cercanas .

En astronomía , la secuencia principal es una banda continua y distinta de estrellas que aparecen en diagramas donde la abscisa es el índice de color B-V  y la ordenada la luminosidad o, por el contrario, la magnitud absoluta de las estrellas. Estos diagramas de luminosidad de color se conocen como "  diagramas de Hertzsprung-Russell  ", en honor a sus co-inventores Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell . Las estrellas de esta banda se conocen como las estrellas de la serie principal , o "estrellas enanas". Así, aproximadamente el 90% de las estrellas observadas por encima de 0,5  M están en la secuencia principal .

La secuencia principal también designa la etapa principal de la evolución de una estrella  : es durante este período que sus características se corresponden con las de la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell y que en realidad está representada allí.

La alta proporción de estrellas en la secuencia principal se debe a que esta secuencia corresponde a la fase de fusión del hidrógeno en helio, que dura la mayor parte de la vida total de la estrella (debido a la preponderancia del hidrógeno en la composición inicial, y también porque la fusión de hidrógeno en helio es la más exoenergética de las reacciones de fusión nuclear).

Historia

A principios del XX °  siglo, comenzamos a tener información más fiable sobre los tipos y las distancias de estrellas  : mostraron espectros (en ese momento, su parte visible ) de diferentes estructuras. Annie Jump Cannon y Edward Charles Pickering , en el Observatorio de la Universidad de Harvard ( Observatorio de la Universidad de Harvard ) deducen un método de clasificación, conocido como el Esquema de Clasificación de Harvard , publicado en los Anales de Harvard en 1901.

En Potsdam , en 1906, el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung notó que las estrellas más rojas , clasificadas K y M en el diagrama de Harvard, pueden subdividirse en dos grupos bastante separados:

  • aquellos que son mucho más brillantes que el Sol, a los que él llama "gigantes"
  • y los que lo son mucho menos, los "enanos"

Al año siguiente, comenzó a estudiar cúmulos estelares  ; es decir, grandes muestras de estrellas que están todas aproximadamente a la misma distancia (la característica de un cúmulo es agrupar muchas estrellas en un espacio pequeño). Publica los primeros diagramas de luminosidad versus color para estas estrellas. Estos diagramas muestran una serie de estrellas clara y continua, que él llama la "secuencia principal".

En la Universidad de Princeton , Henry Norris Russell continuó su investigación en la misma dirección. Estudia la relación entre clasificación espectral y luminosidad absoluta, magnitud absoluta . Para ello, utiliza una muestra de estrellas de paralaje fiables, muchas de las cuales han sido clasificadas en Harvard. Cuando clasifica los tipos espectrales de estas estrellas según su magnitud absoluta, descubre que las estrellas enanas siguen una relación bien definida. Esto le permite predecir la magnitud absoluta de una estrella con relativa precisión.

Entre las estrellas rojas observadas por Hertzsprung, las enanas también siguen la relación color-luminosidad descubierta por Russell. Pero como los gigantes son mucho más brillantes que los enanos, no siguen la misma relación. Russell propone que "las estrellas gigantes deberían tener una densidad baja o una luminosidad superficial alta, y viceversa para las estrellas enanas" . El mismo diagrama también muestra que hay algunas estrellas blancas raras que tienen una iluminación muy tenue.

Fue en 1933 que Bengt Strömgren introdujo la expresión “diagrama de Hertzsprung-Russell” para designar un diagrama que mostraba la luminosidad en función de la clase espectral . Este nombre hace referencia al desarrollo de esta técnica, en paralelo por Hertzsprung y Russell, a principios de siglo.

Secuencia principal

El teorema de Vogt-Russell , desarrollado en la década de 1930, establece una relación entre la masa de la estrella, por un lado, y el radio y la luminosidad de esta estrella, por el otro. Dado que el diagrama HR usa estos mismos valores, se puede inferir la masa y el radio de una estrella a partir de su posición en el diagrama (sin embargo, más tarde se descubrió que el teorema ya no es exacto si la composición de la estrella es estrella no es uniforme ).

Un esquema mejorado para la clasificación estelar , conocido como "MK", ​​fue publicado en 1943 por WW Morgan y PC Keenan. La clasificación MK le da a cada estrella un tipo espectral basado en la clasificación de Harvard y una clase de luminosidad. La clasificación de Harvard se desarrolló asignando letras a los tipos de estrellas en función de la importancia de las diversas líneas en el espectro del hidrógeno, antes de que se conociera la relación entre el espectro y la temperatura. Si los ordenamos por temperatura, y eliminando los duplicados, obtenemos los tipos espectrales en función de temperaturas decrecientes, con colores que van del azul al rojo: la secuencia pasa a ser O, B, A, F, G, K y M. Las clases de luminosidad van de I a V, en orden de luminosidad decreciente. Las estrellas de luminosidad V forman la secuencia principal.

Las estrellas de la secuencia principal

Cuando una protoestrella se forma en el colapso de una nube molecular gigante de gas y polvo en el medio interestelar local ( estelogénesis ), inicialmente es homogénea y consta de aproximadamente 70% de hidrógeno y 28% de helio , más trazas de otros elementos. La masa inicial de la estrella depende de las condiciones locales en la nube.

Durante este colapso inicial, la estrella naciente se dice que es la precursora de la secuencia principal libera energía (en forma cinética y de temperatura en particular) de la presión interna resultante. Cuando la protoestrella alcanza una densidad suficiente para atravesar la barrera de Coulomb , el proceso de fusión nuclear comienza a transformar el hidrógeno en helio en el núcleo y así liberar más energía centrífuga , lo que gradualmente equilibrará la energía gravitacional esencialmente centrípeta .

La densidad de la estrella se estabiliza y la fusión nuclear de hidrógeno se convierte en el proceso dominante de producción de energía.

Equilibrado

Una vez que se ha formado una estrella, crea energía en su núcleo denso y caliente mediante la fusión nuclear de núcleos de hidrógeno en núcleos de helio . Durante este período de la vida de la estrella, se encuentra en la secuencia principal del diagrama HR, en un punto definido principalmente por su masa, con algunas correcciones debido principalmente a su composición química. La distribución de masas de estrellas recién formadas se describe empíricamente mediante la función de masa inicial .

Todas las estrellas de la secuencia principal tienen una región central donde la energía se produce por fusión nuclear. La temperatura y densidad de este núcleo se encuentran en niveles suficientes para sostener la producción de energía capaz de soportar el peso del resto de la estrella. Una reducción en la producción de energía produciría compresión por este peso, lo que devolvería la producción de energía a su nivel adecuado, debido al aumento de presión y temperatura. Por el contrario, un aumento excesivo en la producción de energía haría que la estrella se hinchara, lo que reduciría la presión y la temperatura del núcleo. La estrella, por tanto, forma un sistema autorregulado en equilibrio hidrostático , estable durante su permanencia en la secuencia principal. Todas las estrellas de la secuencia principal se encuentran en este estado estable, con la presión térmica del núcleo caliente equilibrando la presión gravitacional de las capas superiores, y la mayoría de sus características resultan de este equilibrio.

Distribución inicial

Las características de la estrella determinan su lugar en el diagrama de Hertzsprung-Russell , en una curva que se denomina secuencia principal estándar . Los astrónomos a veces se refieren a esta etapa como la Secuencia Principal de la Edad Cero (ZAMS, acrónimo de Secuencia Principal de la Edad Cero ). La curva ZAMS se puede calcular utilizando modelos numéricos de las propiedades estelares cuando la estrella comienza a fusionarse. A partir de este momento, la luminosidad y la temperatura de la superficie de las estrellas generalmente aumentan con la edad.

La mayoría de las estrellas en un diagrama HR típico se encuentran en la secuencia principal. Esta línea se enfatiza porque el tipo espectral y la luminosidad solo dependen de la masa de la estrella, al menos como una primera aproximación, siempre que la estrella logre la fusión de hidrógeno en su núcleo, y eso es lo que casi todas las estrellas hacen por la mayor parte de su vida laboral .

La variación en la intensidad de la luz entre las estrellas más frías es lo suficientemente grande como para diferenciar las enanas ( rojas , naranjas o amarillas ) de las más grandes. Sin embargo, para las estrellas más cálidas (blancas y azules), la variación en tamaño y brillo no es directamente observable Entre las estrellas. Por esta razón, la nomenclatura diferencia las estrellas enanas de las gigantes al referirse a la diferencia entre espectros , cuyas líneas indican si la estrella está en la secuencia principal o fuera. No obstante, incluso las estrellas muy calientes y masivas de la secuencia principal a veces pueden denominarse enanas.

Otros factores contribuyen a extender la secuencia principal en el diagrama HR: la incertidumbre en la distancia de las estrellas y la presencia de estrellas binarias no resueltas que pueden modificar los parámetros estelares observados. Pero incluso una observación perfecta mostraría una secuencia principal ampliada, ya que la masa no es el único parámetro que afecta el color y / o brillo de una estrella. Además de las variaciones en la composición química , tanto en la abundancia inicial como en la evolución de la estrella , la interacción con un compañero cercano , una rotación rápida o un campo magnético también pueden cambiar ligeramente la posición de una estrella en la estrella. , por nombrar algunos factores. Por ejemplo, hay estrellas que son muy pobres en elementos con un número atómico mayor que el del helio - estas son las estrellas con baja metalicidad - que se encuentran justo debajo de la secuencia principal. Llamadas subenanas , estas estrellas realizan la fusión de hidrógeno en su núcleo, y marcan el límite inferior de la secuencia principal, en lo que a composición química se refiere.

Una región casi vertical del diagrama HR, conocida como banda de inestabilidad , está ocupada por estrellas variables pulsantes, en particular Cefeidas . Estas estrellas varían en magnitud a intervalos regulares, lo que les da una apariencia pulsante. La tira corta la parte superior de la secuencia principal en la región de las clases A y F, entre 1 y 2  M . Las estrellas variables en la parte de la zona de inestabilidad que cruza la parte superior de la secuencia principal se denominan variables de tipo Delta Scuti . Las estrellas de la secuencia principal en esta región experimentan solo pequeños cambios de amplitud en magnitud y, por lo tanto, esta variación es difícil de detectar. Otras clases de estrellas de secuencia principal inestables, como las variables de tipo beta Cephei , que no deben confundirse con las cefeidas, no están relacionadas con esta banda de inestabilidad.

Reacciones nucleares

Este gráfico muestra la cantidad de energía (ε) producida en el núcleo de las estrellas por los procesos de fusión en función de la temperatura (T). La línea punteada representa la producción combinada de la cadena de pp y el ciclo de CNO.
La
cadena PP y el ciclo CNO ocurren cuando las estrellas están en la secuencia principal mientras que la reacción triple α se establece después de haberla abandonado y si sus características les permiten convertirse en estrellas gigantes . A la temperatura central actual del Sol, la cadena de pp todavía domina.

Las estrellas de la secuencia principal producen su energía a través de dos procesos de fusión de hidrógeno, y la tasa de producción de energía de cada uno depende de la temperatura del núcleo. Luego, los astrónomos dividen la secuencia principal en partes superior e inferior, según el mecanismo exacto de la reacción de fusión nuclear dominante:

Las estrellas por debajo de una vez y media la masa del Sol (1,5  M ) fusionan principalmente núcleos de hidrógeno por fusión directa y desintegración β de isótopos de hidrógeno: deuterio y tritio ( cadena pp ). El inferior es donde domina la cadena pp, donde los isótopos de hidrógeno , protón , deuterio y tritio se fusionan directamente, el tritio sufre una desintegración β que transforma lentamente los protones en neutrones para formar partículas α.

Es a una temperatura de 18 millones de Kelvin que el ciclo de CNO excede la cadena de pp en productividad. Esto corresponde a una estrella de aproximadamente 1,5  M . Entonces, las estrellas F o más frías usan la cadena pp, mientras que las estrellas A o más cálidas usan el ciclo CNO. La transición de un modo de producción a otro tiene lugar en un intervalo de menos de 1  M  : en el Sol, solo el 1,5% de la energía es producida por el ciclo de CNO. Por el contrario, las estrellas de más de 1,8  M obtienen casi toda su energía del ciclo CNO. Por encima de esta masa, la temperatura central se vuelve suficiente para permitir la fusión de protones con núcleos de carbono (C), nitrógeno (N) y oxígeno (O), y una cadena que usa estos núcleos como intermediarios, regresa después de que comienza la producción de un núcleo de helio. . Este es el ciclo de CNO , que rápidamente supera en importancia a la cadena protón-protón . El superior es donde domina el ciclo de CNO, donde los protones se fusionan con núcleos más pesados, carbono, nitrógeno y oxígeno, que experimentan una desintegración β y finalmente expulsan un α para iniciar el ciclo nuevamente.

El límite superior observado para las estrellas de la secuencia principal es de 120 a 200  M . La explicación teórica de este límite es que las estrellas que lo superan no pueden irradiar energía lo suficientemente rápido como para permanecer estables, por lo que cualquier masa adicional será expulsada por una serie de pulsos, hasta que la estrella alcance un límite estable. El límite inferior para la fusión nuclear sostenida por la cadena pp es de aproximadamente 0,08  M . Por debajo de esta masa, hay objetos subestelares que no soportan la fusión del hidrógeno y que se denominan enanas marrones .

Papel de la estructura interna

Dado que existe una diferencia de temperatura entre el corazón y la superficie, o fotosfera , la energía se propaga hacia afuera. Los dos modos de transporte de energía son la conducción y la convección . En conducción, la energía se transmite principalmente por radiación a estas temperaturas. Un área conductora es un área que es estable con respecto a la convección y hay muy poca mezcla de materia. Por otro lado, en una zona convectiva , la energía es transportada por el plasma en movimiento: el material se calienta alternativamente por el núcleo y se transporta al exterior, luego se enfría en la superficie por radiación y se transporta al interior. La convección es un modo más eficiente que la conducción para el transporte de energía, pero solo tendrá lugar en condiciones que creen un fuerte gradiente de temperatura, es decir, donde la temperatura varía rápidamente con la temperatura. Distancia al centro, por ejemplo, un valor alto de opacidad térmica que limitaría la conducción. Por tanto, la zona de convección se sitúa en las capas exteriores de la estrella, en una zona fuertemente calentada en su base por el núcleo y enfriada en su periferia por la capa exterior de la estrella.

En estrellas masivas (por encima de 10  M ), la tasa de producción de energía por el ciclo de CNO es muy sensible a la temperatura, por lo que la fusión está altamente concentrada en el núcleo. Por tanto, existe un fuerte gradiente de temperatura en esta región, lo que da como resultado una zona convectiva que garantiza un mejor transporte de energía. Esta mezcla de material alrededor del núcleo elimina el helio producido en la región de fusión de hidrógeno. Esto permite que se consuma una fracción mayor del hidrógeno durante la estancia en el bloque principal. Por el contrario, las regiones periféricas de una estrella masiva transportan energía por conducción, con poca o ninguna convección.

Para las estrellas de menor masa, este núcleo convectivo se vuelve progresivamente más pequeño y desaparece durante aproximadamente 2  M . Este es el caso de estrellas de masa intermedia, como Sirio , que transportan energía principalmente por conducción, con una pequeña zona convectiva cerca del corazón. Abajo, estrellas como el Sol son conductoras cerca del núcleo, pero convectivas cerca de la superficie: el núcleo estable a la convección está enriquecido en helio y rodeado por capas ricas en hidrógeno mezclado por convección.

Y para las estrellas de masa aún más pequeño, se llega a estrellas cuya zona de convección ocupa la totalidad de la masa: estrellas de masa muy pequeña, no muy caliente (por debajo de 0,4  M ) son convectivo en su conjunto. Así, el helio producido en el núcleo se distribuye por toda la estrella, produciendo una atmósfera relativamente uniforme y una vida proporcionalmente más larga en la secuencia principal.

Brillo

La relación exacta masa-luminosidad depende de la eficiencia con la que se transporta la energía desde el corazón a la superficie. Una mayor opacidad tiene un efecto aislante, que retiene más energía cerca del núcleo, por lo que la estrella no necesita producir tanta energía para mantener el equilibrio hidrostático . Por el contrario, una menor opacidad hace que la energía se escape más fácilmente y la estrella debe consumir más material fusible para mantener el equilibrio. Sin embargo, tenga en cuenta que una opacidad suficientemente alta puede desencadenar el transporte de energía por convección, lo que cambia las condiciones necesarias para mantener el equilibrio.

En las estrellas de gran masa de la secuencia principal, la opacidad está dominada por la dispersión de electrones , que es prácticamente independiente de la temperatura. Entonces, la luminosidad solo aumenta como el cubo de la masa de la estrella. Para las estrellas por debajo de 10  M , la opacidad se vuelve dependiente de la temperatura, lo que conduce a una variación en el brillo acercarse a la 4 ª  poder de la masa de la estrella. En el caso de estrellas de masa muy pequeña, las moléculas de la atmósfera también contribuyen a la opacidad. Por debajo de aproximadamente 0,5  M , la luminosidad de la estrella varía como la masa a la potencia de 2,3, lo que produce una disminución en la pendiente del gráfico de luminosidad en función de la masa. Sin embargo, incluso estos refinamientos son solo una aproximación, y la relación masa-luminosidad puede depender de la composición de la estrella.

Parámetros estelares

Tabla de parámetros estelares de secuencia principal

Tipo
espectral

K Ejemplos de
Rayo Masa Brillo Temperatura
O5 18 40 500 000 38.000 Zeta Puppis
B0 7.4 18 20.000 30.000 Phi 1 Orionis
B5 3.8 6.5 800 16,400 Pi Andromedae A
A0 2.5 3.2 80 10,800 Alpha Coronae Borealis A
A LAS 5 1,7 2.1 20 8620 Beta Pictoris
F0 1.4 1,7 6 7.240 Gamma virginis
F5 1.2 1,29 2.5 6540 Eta Arietis
G0 1.05 1,10 1,26 6000 Beta Comae Berenices
G2  1,00  1,00  1,00 5 750 sol
G5 0,93 0,93 0,79 5 560 Alpha mensae
K0 0,85 0,78 0,40 5 150 70 Ofiuchi A
K5 0,74 0,69 0,16 4.640 61 Cygni A
M0 0,63 0,47 0,063 3 920 Gliese 185
M5 0,32 0,21 0,0079 3 120 EZ Aquarii A
M8 0,13 0,10 0,0008 - Estrella de Van Biesbroeck

La temperatura de una estrella determina su tipo espectral por su efecto sobre las propiedades físicas del plasma en su fotosfera . La emisión de energía de una estrella en función de la longitud de onda está influenciada tanto por la temperatura como por la composición química. Un indicador clave en esta distribución de energía viene dado por el índice de color B  -  V , que mide la diferencia en la magnitud aparente de la estrella vista a través de un filtro azul estándar ( B ) y un filtro verde-amarillo estándar ( V ). Esta diferencia de magnitud es una medida de la temperatura de la estrella.

Si tratamos a la estrella como un radiador ideal de energía, conocido como cuerpo negro , podemos relacionar la luminosidad L y el radio R con la temperatura efectiva según la ley de Stefan-Boltzmann mediante:

donde σ es la constante de Stefan-Boltzmann . Dado que la posición de una estrella en el diagrama HR proporciona una estimación de su luminosidad, esta relación se puede utilizar para estimar su radio.

Los valores de luminosidad ( L ), radio ( R ) y masa ( M ) son relativos a los del Sol, una estrella enana de clasificación espectral G2 V. Los valores reales para una estrella pueden diferir de 20 a 30 % de los valores enumerados al lado.

Trayectorias de evolución

Presentación de diagramas de RRHH para dos clústeres abiertos. NGC 188 (en azul) es más antiguo y presenta un inicio de secuencia principal más bajo que el de M67 (en amarillo).

Una estrella permanecerá cerca de la posición inicial en la secuencia principal hasta que se consuma una porción significativa del hidrógeno en su núcleo. Luego comienza a evolucionar hacia una estrella más brillante. (En el diagrama HR, la estrella se mueve hacia arriba y hacia la derecha de la secuencia principal).

A medida que el helio inutilizable se acumula en el núcleo de una estrella de secuencia principal, la disminución de hidrógeno por unidad de masa hace que la tasa de fusión de masa disminuya gradualmente. Para compensar este efecto, la temperatura y la presión del corazón aumentan gradualmente, provocando un aumento de la producción total de energía (para soportar el aumento de la densidad interna). Esto produce un crecimiento lento pero continuo del brillo y el radio de la estrella a lo largo del tiempo. Entonces, por ejemplo, el brillo del Sol en sus primeros días era solo el 70% de su valor actual. Con la edad, la posición de una estrella cambiará su posición hacia arriba en el diagrama de FC. Esto da como resultado una ampliación de la banda de la secuencia principal, porque las estrellas se observan en fracciones aleatorias de su vida. La secuencia principal observada en su conjunto es una banda más ancha que la del ZAMS solo .

Cuando se forma un cúmulo de estrellas aproximadamente al mismo tiempo, la vida útil de sus estrellas depende de sus masas. Las estrellas más masivas salen primero de la secuencia principal, seguidas en serie, a lo largo del tiempo, por estrellas de masas cada vez menores. Por lo tanto, las estrellas evolucionan en el orden de su posición en la secuencia principal, comenzando con la más masiva en la parte superior izquierda del diagrama HR. La posición actual en la que estas estrellas abandonan la secuencia principal se denomina punto de inflexión. Al conocer el tiempo de vida de la secuencia principal en esta ubicación, es posible estimar la edad del cúmulo.

Secuencia principal del escenario

variables utilizadas en fórmulas de párrafo
Símbolo Tamaño representado
Energía total que se producirá durante la vida de la estrella.
Masa de la estrella en la secuencia principal.
Brillo de la estrella en la secuencia principal.
Masa del sol
Brillo del sol
Valor estimado de la vida útil de la estrella en la secuencia principal

La cantidad total de energía que una estrella puede producir mediante la fusión nuclear de hidrógeno está limitada por la cantidad de hidrógeno inicialmente disponible en el núcleo. Para una estrella en equilibrio , la energía producida en el corazón es igual a la energía irradiada en la superficie. Por lo tanto, la vida útil de una estrella se puede estimar, como primera aproximación, como la relación entre la energía total que puede producir por fusión y su luminosidad (la cantidad de energía que irradia por unidad de tiempo):

  • La cantidad de hidrógeno inicialmente disponible para la fusión es proporcional a la masa de la estrella: .
  • La calificación de la secuencia principal, cuya masa se encuentra entre 0,1 y 50  M , siguiendo una ley de empírica correlación donde el brillo es proporcional a una potencia de la masa: .

Por tanto, estas dos relaciones de proporcionalidad asociadas dan:

El tiempo de vida de una estrella en la secuencia principal se puede estimar a partir de la evolución conocida y predicha del Sol: ha estado en la secuencia principal durante aproximadamente 4.500 millones de años y la dejará para convertirse en una gigante roja en 6.500 millones de años. , para una vida útil total de la secuencia principal que se aproxima a los 10 a 10 años . De ahí la aproximación:

El poder negativo indica que el tiempo de vida de la secuencia principal de la estrella varía inversamente con su masa. Una estrella en la secuencia principal es, como primera aproximación, una bola de gas y plasma en la que la tendencia a colapsar debido a la gravedad se compensa con la tendencia a inflarse debido a la presión de la radiación . Para una estrella masiva, que tiene más hidrógeno para fusionarse, este equilibrio se alcanza para una temperatura central significativamente más alta, lo que induce una tasa de fusión muy alta: en cierto modo, una estrella masiva tiene un depósito más grande que 'una estrella de baja masa pero consume mucho más, en última instancia tiene mucha menos autonomía.

Por lo tanto, las estrellas más masivas solo pueden permanecer en la secuencia principal durante unos pocos millones de años, mientras que las estrellas con una masa de menos de 0,1  M pueden permanecer allí durante más de un billón (10 12 años).

Cuando todo el combustible el hidrógeno en el corazón se ha consumido, la estrella evoluciona fuera de la secuencia principal en el diagrama HR. El comportamiento de una estrella depende entonces de su masa: las estrellas de menos de 0,23  M ☉ se convierten en enanas blancas , mientras que las de hasta 10  M pasan por una etapa de gigante roja . Las estrellas más masivas pueden explotar en una supernova o colapsar directamente en un agujero negro .

enano blanco

Cuando una estrella de la secuencia principal ha consumido el hidrógeno de su núcleo, la ralentización de la producción de energía hace que se reinicie el colapso gravitacional. Para las estrellas de menos de 0,23  M , se espera que se conviertan en enanas blancas una vez que cese la generación de energía de fusión nuclear, pero el proceso es tan lento que necesitan más que la edad actual del Universo.

Estrella gigante

Para una estrella de al menos 0,5  M , una vez que se agota la reserva de hidrógeno en el núcleo, se hincha para convertirse en un gigante , alcanzando una temperatura suficiente para desencadenar la fusión de los núcleos de helio en carbono mediante el proceso 3α . Las estrellas con más de 5–7,5  M también pueden fusionar elementos de mayor número atómico.

La producción de energía de este camino por unidad de masa es solo una décima parte de la del hidrógeno, y la luminosidad de la estrella está aumentando. Esta etapa gigante es más corta que la de la secuencia principal: por ejemplo, el Sol solo debería permanecer 130 millones de años en esta etapa, en comparación con los 10 mil millones gastados en la fusión del hidrógeno.

Gigante rojo

En estrellas más masivas, hasta 10  M , el hidrógeno que rodea el núcleo de helio alcanza una temperatura y una presión suficientes para someterse a la fusión, lo que forma una capa de fusión de hidrógeno. Como resultado, la capa exterior de la estrella se relaja y se enfría, y la estrella se convierte en una gigante roja . En este punto, la estrella abandona la secuencia principal y entra en la rama de los gigantes. Sigue una trayectoria evolutiva en el diagrama HR diagonalmente opuesto a la secuencia principal, hacia la derecha. Esta es su trayectoria evolutiva.

El núcleo de helio continúa contrayéndose, hasta que está totalmente soportado por la presión degenerativa de los electrones, un efecto cuántico que limita la compresión de la materia.

Supernova

Para estrellas de 10  M o más, este proceso podría conducir a un núcleo cada vez más denso, que eventualmente colapsa, expulsando las capas externas en una explosión de supernova , tipo II, tipo Ib o tipo Ic.

Notas y referencias

Notas

  1. Las letras "B" y "V" indican la magnitud de una estrella vista a través de dos filtros de color estandarizados diferentes, "azul" para B y "visible" (verde-amarillo) para V. La diferencia muestra qué tan lejos se aleja el color. de azul.
  2. Para angloparlantes, una frase mnemotécnica para recordar la secuencia de tipos es "Oh, sé una buena chica / chico, bésame" .
  3. Por definición. El Sol es una estrella típica de tipo G2 V.
  4. Al medir la diferencia entre estos dos valores, eliminamos la necesidad de conocer la distancia a la estrella. Sin embargo, vea la extinción .

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Fuentes

Ver también

Bibliografía

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