Evolución estelar
La evolución estelar es el proceso por el cual una estrella cambia a lo largo del tiempo. Dependiendo de la masa de la estrella, su vida útil puede variar desde unos pocos millones de años para la más masiva hasta billones de años para la menos masiva, que es considerablemente más larga que la edad del universo . La tabla muestra la vida útil de las estrellas en función de su masa. [1] Todas las estrellas se forman a partir del colapso de nubes de gas y polvo, a menudo llamadas nebulosas o nubes moleculares . A lo largo de millones de años, estas protoestrellas se establecen en un estado de equilibrio, convirtiéndose en lo que se conoce como una estrella de secuencia principal .
La fusión nuclear alimenta una estrella durante la mayor parte de su existencia. Inicialmente, la energía se genera mediante la fusión de átomos de hidrógeno en el núcleo de la estrella de la secuencia principal. Más tarde, cuando la preponderancia de átomos en el núcleo se convierte en helio , estrellas como el Sol comienzan a fusionar hidrógeno a lo largo de una capa esférica que rodea el núcleo. Este proceso hace que la estrella crezca gradualmente de tamaño, pasando por la etapa subgigante hasta llegar a la gigante roja.fase. Las estrellas con al menos la mitad de la masa del Sol también pueden comenzar a generar energía a través de la fusión de helio en su núcleo, mientras que las estrellas más masivas pueden fusionar elementos más pesados a lo largo de una serie de capas concéntricas. Una vez que una estrella como el Sol ha agotado su combustible nuclear, su núcleo colapsa en una densa enana blanca y las capas externas son expulsadas como una nebulosa planetaria . Las estrellas con alrededor de diez o más veces la masa del Sol pueden explotar en una supernova cuando sus núcleos de hierro inerte colapsan en una estrella de neutrones o un agujero negro extremadamente denso . Aunque el universo no es lo suficientemente viejo para ninguna de las enanas rojas más pequeñasPara haber llegado al final de su existencia, los modelos estelares sugieren que lentamente se volverán más brillantes y calientes antes de quedarse sin combustible de hidrógeno y convertirse en enanas blancas de baja masa. [2]
La evolución estelar no se estudia observando la vida de una sola estrella, ya que la mayoría de los cambios estelares ocurren con demasiada lentitud para ser detectados, incluso durante muchos siglos. En cambio, los astrofísicos llegan a comprender cómo evolucionan las estrellas al observar numerosas estrellas en varios puntos de su vida y al simular la estructura estelar utilizando modelos informáticos .
La evolución estelar comienza con el colapso gravitacional de una nube molecular gigante . Las nubes moleculares gigantes típicas tienen aproximadamente 100 años luz (9,5 × 10 14 km) de ancho y contienen hasta 6.000.000 de masas solares (1,2 × 10 37 kg ). A medida que colapsa, una nube molecular gigante se rompe en pedazos cada vez más pequeños. En cada uno de estos fragmentos, el gas que colapsa libera energía potencial gravitacional en forma de calor. A medida que aumenta su temperatura y presión, un fragmento se condensa en una bola giratoria de gas supercaliente conocida como protoestrella . [3] Las estructuras filamentarias son realmente ubicuas en la nube molecular. Los filamentos moleculares densos se fragmentarán en núcleos unidos gravitacionalmente, que son los precursores de las estrellas. La acumulación continua de gas, la flexión geométrica y los campos magnéticos pueden controlar la forma detallada de fragmentación de los filamentos. En los filamentos supercríticos, las observaciones han revelado cadenas cuasi-periódicas de núcleos densos con un espaciado comparable al ancho interno del filamento, y dos protoestrellas incrustadas con salidas de gas. [4]
Una protoestrella continúa creciendo por acreción de gas y polvo de la nube molecular, convirtiéndose en una estrella anterior a la secuencia principal a medida que alcanza su masa final. El desarrollo posterior está determinado por su masa. La masa se compara típicamente con la masa del Sol : 1.0 M ☉ (2.0 × 10 30 kg) significa 1 masa solar.
Las protoestrellas están envueltas en polvo y, por lo tanto, son más fácilmente visibles en longitudes de onda infrarrojas . Las observaciones del Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) han sido especialmente importantes para revelar numerosas protoestrellas galácticas y sus cúmulos estelares progenitores . [5] [6]
