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Formación de estrellas
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Una estrella previa a la secuencia principal (también conocida como estrella PMS y objeto PMS ) es una estrella en la etapa cuando aún no ha alcanzado la secuencia principal . Al principio de su vida, el objeto es una protoestrella que crece adquiriendo masa de su envoltura circundante de polvo y gas interestelar. Después de que la protoestrella destruye esta envoltura, es ópticamente visible y aparece en la línea de nacimiento estelar en el diagrama de Hertzsprung-Russell . En este punto, la estrella ha adquirido casi toda su masa pero aún no ha comenzado a quemar hidrógeno (es decir, fusión nuclearde hidrógeno). Luego, la estrella se contrae y su temperatura interna aumenta hasta que comienza a quemar hidrógeno en la secuencia principal de edad cero . Este período de contracción es la etapa previa a la secuencia principal. [1] [2] [3] [4] Un objeto PMS observado puede ser una estrella T Tauri , si tiene menos de 2 masas solares ( M ☉ ), o una estrella Herbig Ae / Be , si tiene 2 a 8 M ☉ . Sin embargo, las estrellas más masivas no tienen una etapa previa a la secuencia principal porque se contraen demasiado rápido como protoestrellas. Para cuando se vuelven visibles, el hidrógeno en sus centros ya se está fusionando y son objetos de la secuencia principal .

La fuente de energía de los objetos PMS es la contracción gravitacional , a diferencia de la quema de hidrógeno en las estrellas de la secuencia principal. En el diagrama de Hertzsprung-Russell , las estrellas de pre-secuencia principal con más de 0.5 M ☉ primero se mueven verticalmente hacia abajo a lo largo de las pistas de Hayashi , luego hacia la izquierda y horizontalmente a lo largo de las pistas de Henyey , hasta que finalmente se detienen en la secuencia principal . Las estrellas previas a la secuencia principal con menos de 0,5 M ☉ se contraen verticalmente a lo largo de la trayectoria de Hayashi durante toda su evolución.

Las estrellas PMS se pueden diferenciar empíricamente de las estrellas de la secuencia principal utilizando espectros estelares para medir su gravedad superficial. Un objeto PMS tiene un radio más grande que una estrella de la secuencia principal con la misma masa estelar y, por lo tanto, tiene una gravedad superficial más baja. Aunque son ópticamente visibles, los objetos PMS son raros en relación con los de la secuencia principal , porque su contracción dura solo el 1 por ciento del tiempo requerido para la fusión del hidrógeno . Durante la primera parte de la etapa PMS, la mayoría de las estrellas tienen discos circunestelares , que son los sitios de formación de planetas .

Ver también

  • Disco protoplanetario
  • Protoestrella
  • Línea de nacimiento estelar
  • Evolución estelar
  • Objeto estelar joven

Referencias

  1. ^ Richard B. Larson (10 de septiembre de 2003). "La física de la formación de estrellas" (PDF) . Informes sobre avances en física . 66 (10): 1669–1673. arXiv : astro-ph / 0306595 . Código Bibliográfico : 2003RPPh ... 66.1651L . doi : 10.1088 / 0034-4885 / 66/10 / r03 . S2CID  18104309 .
  2. ^ Neil F. Comins; William J. Kaufmann III (2011). Descubriendo el Universo . pag. 350. ISBN 978-1-4292-5520-2.
  3. ^ Derek Ward-Thompson; Anthony P. Whitworth (2011). Introducción a la formación estelar . Prensa de la Universidad de Cambridge . pag. 119. ISBN 978-1-107-62746-8.
  4. ^ Stahler, SW; Palla, F. (2004). La formación de estrellas . Weinheim: Wiley-VCH . ISBN 978-3-527-40559-6.