Creo que la mejor respuesta es la siguiente, que muestra cómo se forma la estrella y la secuencia de las estrellas.
FORMACIÓN ESTRELLA
Lecturas: Schneider y Arny: Unidad 60 (Internet)
Las estrellas se forman dentro de concentraciones relativamente densas de gas y polvo interestelar conocidas como nubes moleculares. Estas regiones son extremadamente frías (temperatura de aproximadamente 10 a 20 K, justo por encima del cero absoluto). A estas temperaturas, los gases se vuelven moleculares, lo que significa que los átomos se unen. El CO y el H2 son las moléculas más comunes en las nubes de gas interestelar. El frío profundo también hace que el gas se acumule a altas densidades. Cuando la densidad alcanza un cierto punto, se forman estrellas.
Como las regiones son densas, son opacas a la luz visible y se conocen como nebulosa oscura. Como no brillan con luz óptica, debemos utilizar IR y radiotelescopios para investigarlos.
La formación de estrellas comienza cuando las partes más densas del núcleo de la nube colapsan bajo su propio peso / gravedad. Estos núcleos suelen tener masas alrededor de 104 masas solares en forma de gas y polvo. Los núcleos son más densos que la nube exterior, por lo que colapsan primero. A medida que los núcleos colapsan, se fragmentan en grupos de alrededor de 0.1 parsecs de tamaño y de 10 a 50 masas solares en masa. Estos grupos se forman en protostars y todo el proceso lleva unos 10 millones de años.
¿Cómo sabemos que esto está sucediendo si lleva tanto tiempo y está oculto a la vista en las nubes oscuras? La mayoría de estos núcleos de nubes tienen fuentes de IR, evidencia de energía proveniente de colapso de protostars (energía potencial convertida en energía cinética). Además, donde encontramos estrellas jóvenes (ver más abajo) las encontramos rodeadas de nubes de gas, la nube molecular oscura que queda. Y ocurren en grupos, grupos de estrellas que se forman a partir del mismo núcleo de la nube.
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Protostars:
Una vez que un grupo se ha liberado de las otras partes del núcleo de la nube, tiene su propia gravedad e identidad únicas y lo llamamos protostar. A medida que se forma la protostar, el gas suelto cae en su centro. El gas que cae libera energía cinética en forma de calor y aumenta la temperatura y la presión en el centro de la estrella. A medida que su temperatura se acerca a miles de grados, se convierte en una fuente IR.
El telescopio espacial Hubble ha encontrado varios protostars candidatos en la nebulosa de Orión.
Durante el colapso inicial, el grupo es transparente a la radiación y el colapso se produce con bastante rapidez. A medida que el grupo se vuelve más denso, se vuelve opaco. La radiación IR que escapa queda atrapada, y la temperatura y la presión en el centro comienzan a aumentar. En algún momento, la presión detiene la entrada de más gas en el núcleo y el objeto se estabiliza como una estrella.
La protostar, al principio, solo tiene alrededor del 1% de su masa final. Pero la envoltura de la estrella continúa creciendo a medida que se acumula material que cae. Después de unos pocos millones de años, la fusión termonuclear comienza en su núcleo, luego se produce un fuerte viento estelar que detiene la caída de nueva masa. La protostar ahora se considera una estrella joven ya que su masa es fija y su evolución futura ya está establecida.
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Estrellas T-Tauri:
Una vez que una protostar se ha convertido en una estrella que quema hidrógeno, se forma un fuerte viento estelar, generalmente a lo largo del eje de rotación. Por lo tanto, muchas estrellas jóvenes tienen un flujo de salida bipolar, un flujo de gas fuera de los polos de la estrella. Esta es una característica que se ve fácilmente por radiotelescopios. Esta fase temprana en la vida de una estrella se llama fase T-Tauri.
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Una consecuencia de este colapso es que las estrellas jóvenes de T Tauri generalmente están rodeadas de discos masivos, opacos y circunestelares. Estos discos se acumulan gradualmente en la superficie estelar y, por lo tanto, irradian energía tanto del disco (longitudes de onda infrarrojas) como de la posición en la que el material cae sobre la estrella (longitudes de onda ópticas y ultravioletas). De alguna manera, una fracción del material acumulado sobre la estrella se expulsa perpendicular al plano del disco en un chorro estelar altamente colimado. El disco circunestelar finalmente se disipa, probablemente cuando los planetas comienzan a formarse. Las estrellas jóvenes también tienen manchas oscuras en sus superficies que son análogas a las manchas solares, pero cubren una fracción mucho mayor de la superficie de la estrella.
La fase T-Tauri es cuando una estrella tiene:
• actividad superficial vigorosa (erupciones, erupciones)
• fuertes vientos estelares
• curvas de luz variables e irregulares
Una estrella en la fase T-Tauri puede perder hasta el 50% de su masa antes de establecerse como una estrella de secuencia principal, por lo que las llamamos estrellas de secuencia pre-principal. Su ubicación en el diagrama HR se muestra a continuación:
Las flechas indican cómo evolucionarán las estrellas T-Tauri en la secuencia principal. Comienzan sus vidas como estrellas ligeramente frías, luego se calientan y se vuelven más azules y ligeramente más débiles, dependiendo de su masa inicial. Las estrellas jóvenes muy masivas nacen tan rápidamente que solo aparecen en la secuencia principal con una fase T-Tauri tan corta que nunca se observan.
Las estrellas T-Tauri siempre se encuentran incrustadas en las nubes de gas de donde nacieron. Un ejemplo es el grupo de estrellas Trapecio en la Nebulosa de Orión.
La evolución de las estrellas jóvenes es desde un grupo de protostars en lo profundo de un núcleo de nubes moleculares, a un grupo de estrellas T-Tauri cuya superficie caliente y vientos estelares calientan el gas circundante para formar una región HII (HII, pronunciado H-dos, significa hidrógeno ionizado). Más tarde, el cúmulo explota, el gas se expulsa y las estrellas evolucionan como se muestra a continuación.
A menudo en las galaxias encontramos grupos de estrellas jóvenes cerca de otras estrellas jóvenes. Este fenómeno se llama formación de estrellas inducida por supernova. Las estrellas muy masivas se forman primero y explotan en supernova. Esto genera ondas de choque en la nube molecular, haciendo que el gas cercano se comprima y forme más estrellas. Esto permite que se acumule un tipo de coherencia estelar (las estrellas jóvenes se encuentran cerca de otras estrellas jóvenes) y es responsable de los patrones de molinete que vemos en las galaxias.
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Enanas Marrones:
Si se forma una protostar con una masa inferior a 0,08 masas solares, su temperatura interna nunca alcanza un valor lo suficientemente alto como para que comience la fusión termonuclear. Esta estrella fallida se llama enana marrón, a medio camino entre un planeta (como Júpiter) y una estrella. Una estrella brilla debido a las reacciones termonucleares en su núcleo, que liberan enormes cantidades de energía al fusionar hidrógeno en helio. Sin embargo, para que ocurran las reacciones de fusión, la temperatura en el núcleo de la estrella debe alcanzar al menos tres millones de grados Kelvin. Y debido a que la temperatura central aumenta con la presión gravitacional, la estrella debe tener una masa mínima: aproximadamente 75 veces la masa del planeta Júpiter, o aproximadamente el 8 por ciento de la masa de nuestro sol. Una enana marrón simplemente pasa por alto esa marca: es más pesada que un planeta gigante gaseoso pero no lo suficientemente masiva como para ser una estrella.
Durante décadas, las enanas marrones fueron el “eslabón perdido” de los cuerpos celestes: se pensaba que existía pero nunca se observó. En 1963, el astrónomo Shiv Kumar de la Universidad de Virginia teorizó que el mismo proceso de contracción gravitacional que crea estrellas a partir de vastas nubes de gas y polvo también produciría con frecuencia objetos más pequeños. Estos cuerpos hipotéticos se llamaban estrellas negras o estrellas infrarrojas antes de que se sugiriera el nombre de “enana marrón” en 1975. El nombre es un poco engañoso; una enana marrón en realidad parece roja, no marrón.
A mediados de la década de 1980, los astrónomos comenzaron una búsqueda intensiva de enanas marrones, pero sus primeros esfuerzos no tuvieron éxito. No fue sino hasta 1995 que encontraron la primera evidencia indiscutible de su existencia. Ese descubrimiento abrió las compuertas; Desde entonces, los investigadores han detectado docenas de objetos. Ahora los observadores y teóricos están abordando una serie de preguntas intrigantes: ¿Cuántas enanas marrones hay? ¿Cuál es su rango de masas? ¿Hay un continuo de objetos hasta la masa de Júpiter? ¿Y todos se originaron de la misma manera?
La detención del colapso de una enana marrón durante su formación se produce porque el núcleo se degenera antes del inicio de la fusión. Con el inicio de la degeneración, la presión no puede aumentar hasta el punto de ignición de la fusión.
Las enanas marrones aún emiten energía, principalmente en el IR, debido a la energía potencial del colapso convertida en energía cinética. Hay suficiente energía del colapso para hacer que la enana marrón brille durante más de 15 millones de años (llamada el tiempo Kelvin-Helmholtz). Las enanas marrones son importantes para la astronomía, ya que pueden ser el tipo de estrella más común y resolver el problema de la masa faltante (ver curso de cosmología el próximo término). Las enanas marrones eventualmente se desvanecen y se enfrían para convertirse en enanas negras.
Los tamaños relativos y las temperaturas de superficie efectivas de dos enanas marrones recientemente descubiertas, Teide 1 y Gliese 229B, en comparación con una estrella enana amarilla (nuestro sol), una enana roja (Gliese 229A) y el planeta Júpiter, revelan las cualidades de transición de estos objetos. Las enanas marrones carecen de la masa suficiente (alrededor de 80 Júpiter) requerida para encender la fusión de hidrógeno en sus núcleos y, por lo tanto, nunca se convierten en verdaderas estrellas. Las estrellas verdaderas más pequeñas (enanas rojas) pueden tener temperaturas atmosféricas frías (menos de 4.000 grados Kelvin), lo que dificulta a los astrónomos distinguirlas de las enanas marrones. Los planetas gigantes (como Júpiter) pueden ser mucho menos masivos que las enanas marrones, pero tienen aproximadamente el mismo diámetro y pueden contener muchas de las mismas moléculas en sus atmósferas. El desafío para los astrónomos que buscan enanas marrones es distinguir entre estos objetos a distancias interestelares.
Ni los planetas ni las estrellas, las enanas marrones comparten propiedades con ambos tipos de objetos: se forman en nubes moleculares al igual que las estrellas, pero sus atmósferas recuerdan a los planetas gaseosos gigantes. Los astrónomos están comenzando a caracterizar las variaciones entre las enanas marrones con el objetivo de determinar su importancia entre los componentes de la galaxia. En esta pintura, una joven enana marrón es eclipsada por uno de sus planetas en órbita como se ve desde la superficie de la luna del planeta.
