Estrella a secuencia principal

Una estrella pre-secuencia principal  es un tipo de las estrellas más jóvenes que, a diferencia de las protoestrellas , ya son visibles en el rango óptico . Las reacciones termonucleares ya pueden tener lugar en estas estrellas , pero no se libera suficiente energía en ellas para compensar las pérdidas de energía debidas a la radiación estelar. La principal fuente de calentamiento es la compresión de tales estrellas debido a su propia gravedad, lo que las distingue de las estrellas de secuencia principal . Estas estrellas tienen altas luminosidades (debido a su gran tamaño) y bajas temperaturas, por lo que el diagrama de Hertzsprung-Russell muestrase encuentran en la parte superior derecha. Con el tiempo, disminuyen de tamaño y se calientan, moviéndose hacia abajo y hacia la izquierda a lo largo del diagrama antes de ingresar a la secuencia principal. Un ejemplo de estrellas anteriores a la secuencia principal son las estrellas T Tauri .

Definición

Dependiendo de la terminología, las estrellas previas a la secuencia principal pueden considerarse como la parte final de la etapa de protoestrella y como una etapa separada de la evolución estelar entre las etapas de protoestrella y la secuencia principal . La etapa de pre-secuencia principal comienza cuando la estrella pierde su envoltura de gas y polvo (aunque el disco de acreción puede permanecer) y se vuelve visible en el rango óptico [1] , pero a veces el comienzo se define como el momento en que la estrella se queda sin deuterio , que es el primero que se consume en las reacciones termonucleares [2] [3] . El momento en que cesa la compresión y se compara la potencia de las reacciones termonucleares con la luminosidad de la estrella, se considera el final de esta etapa y la transición a la secuencia principal [4] . En la clasificación de las protoestrellas, las estrellas hasta la secuencia principal corresponden a las clases II y III [5] [6] .

Características

Características físicas

Las características de las estrellas previas a la secuencia principal varían con sus masas y edades. En cualquier caso, estas estrellas tienen temperaturas bajas - para las más frías puede ser de 650 K y eventualmente aumenta hasta la temperatura que tendrá la estrella en la secuencia principal [7] . Al mismo tiempo, la luminosidad de estas estrellas es mayor que la de las estrellas de la secuencia principal debido a sus grandes tamaños, por lo que las estrellas anteriores a la secuencia principal se encuentran en la parte superior derecha del diagrama de Hertzsprung-Russell . La principal fuente de energía para tales estrellas es la compresión gravitatoria, pero en ellas pueden tener lugar reacciones termonucleares: la transformación de los núcleos primero de litio , berilio y boro , y luego de hidrógeno , en núcleos de helio [8] . Los espectros de las estrellas hasta la secuencia principal también tienen características: por ejemplo, en algunos casos se pueden observar en ellos líneas de emisión [9] [10] , y la presencia de un disco de acreción puede dar lugar a un exceso de infrarrojo [5] [6] .

Las estrellas anteriores a la secuencia principal, según otros principios de clasificación, pueden pertenecer a otras clases de estrellas. Por ejemplo, las estrellas anteriores a la secuencia principal con masas de hasta 3 M ⊙ son variables y son estrellas T Tauri [5] [6] [11] o, en algunos casos, fuores [12] . Las estrellas hasta la secuencia principal con una masa mayor, hasta 10 M ⊙ , pasan por la etapa de Herbig (Ae/Be) [13] [14] .

Evolución

Al igual que en las protoestrellas , la energía en las estrellas hasta la secuencia principal se irradia principalmente debido a la contracción gravitatoria, por lo que en esta etapa la estrella se comprime y se calienta. Este proceso se detiene solo cuando la temperatura y la presión en el núcleo aumentan tanto que el poder de las reacciones termonucleares que ocurren en el núcleo se compara con la luminosidad de la estrella, y en este momento la estrella pasa a la secuencia principal . La duración de esta contracción está determinada por la escala de tiempo térmico , que es mucho más corta que la vida útil de la estrella [15] . Para las estrellas más masivas, toma alrededor de 10 5 años, y para las menos masivas, alrededor de 10 9 años. Para el Sol, la etapa previa a la secuencia principal duró 30 millones de años [16] [17] [18] [19] . Además, los discos protoplanetarios de estrellas anteriores a la secuencia principal se convierten en sistemas planetarios en esta etapa [1] [20] . En esta etapa puede ocurrir la acreción, aunque a un ritmo mucho más lento que durante la contracción rápida: del orden de 10 −8 -10 −7 M ⊙ /año, lo que ya tiene un efecto muy débil sobre los parámetros de la estrella [1 ] .

En el diagrama de Hertzsprung-Russell, estas estrellas se mueven hacia abajo y hacia la izquierda hacia la secuencia principal. Además, si la estrella es completamente convectiva , lo que depende de su masa, entonces su temperatura no cambia durante la compresión y se mueve verticalmente por la pista de Hayashi ; de lo contrario, su temperatura aumenta durante la compresión, la luminosidad cambia ligeramente y la estrella se mueve hacia el a la izquierda en el diagrama - a lo largo de la pista de Heny . Las estrellas con masas en el rango de 0,3 a 0,5 M ⊙ (según varias estimaciones) a 3  M ⊙ dejan de ser completamente convectivas durante la compresión y primero se mueven a lo largo de la trayectoria de Hayashi y luego a lo largo de la trayectoria de Henya. Las estrellas con masas inferiores a 0,3-0,5 M ⊙ se mueven a lo largo de la trayectoria de Hayashi hasta la secuencia principal, mientras que las estrellas de más de 3  M ⊙ se mueven solo a lo largo de la trayectoria de Henya [16] [21] [22] [23] . Para objetos con masas inferiores a 0,07-0,08 M ​​⊙ , la fusión termonuclear nunca se convierte en la única fuente de energía, su contracción no se detiene y se convierten en enanas marrones [4] [24] [25] .

Notas

  1. ↑ 1 2 3 Richard B. Larson. La física de la formación estelar  (ing.)  // Reports on Progress in Physics . - Bristol: IOP Publishing , 2003. - 1 de octubre ( vol. 66 , número 10 ). — Pág. 1651–1697 . — ISSN 1361-6633 0034-4885, 1361-6633 . -doi : 10.1088 / 0034-4885/66/10/R03 . Archivado el 30 de mayo de 2020.
  2. ↑ Darling D. Objeto anterior a la secuencia principal  . Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 14 de noviembre de 2020. Archivado desde el original el 18 de abril de 2021.
  3. ↑ Adams, Fred C. Formación de estrellas en nubes moleculares // El origen y la evolución del  universo . - N. Y. : Jones & Bartlett , 1996. - Pág  . 47 . — 152p. — ISBN 978-0-7637-0030-0 .
  4. ↑ 1 2 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Dónde, cómo y de qué se forman las estrellas . De la nube a la estrella . Astronet (1992) . Consultado el 11 de julio de 2020. Archivado desde el original el 23 de septiembre de 2015.
  5. ↑ 1 2 3 Fases tempranas de protoestrellas: formación de estrellas y  discos protoplanetarios . Escuela Internacional de Investigación Max Planck para la Ciencia del Sistema Solar . Universidad de Gotinga . Consultado el 14 de noviembre de 2020. Archivado desde el original el 17 de abril de 2021.
  6. ↑ 1 2 3 Armitage P. Protoestrellas y  estrellas previas a la secuencia principal . Jila . Universidad de Colorado . Consultado el 14 de noviembre de 2020. Archivado desde el original el 11 de octubre de 2020.
  7. ↑ Takashi Hosokawa, Kazuyuki Omukai. Evolución de protoestrellas masivas con altas tasas de acreción  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2009. - 19 de enero ( vol. 691 , ed. 1 ). - P. 823-846 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . -doi : 10.1088 / 0004-637x/691/1/823 . Archivado desde el original el 2 de julio de 2021.
  8. ↑ Formación y evolución estelar - estelar  . Enciclopedia Britannica . Encyclopedia Britannica Inc. Consultado el 14 de noviembre de 2020. Archivado desde el original el 1 de enero de 2018.
  9. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Dónde, cómo y de qué se forman las estrellas . Estrellas tipo T Tauri . Astronet (1992) . Consultado el 14 de noviembre de 2020. Archivado desde el original el 23 de septiembre de 2015.
  10. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 356-358.
  11. ↑ Estrella Darling D. T Tauri . La Enciclopedia de Internet de la Ciencia . Consultado el 6 de octubre de 2020. Archivado desde el original el 27 de enero de 2021. 
  12. ↑ Estrella Darling D. FU Orionis  . La Enciclopedia de Internet de la Ciencia . Consultado el 6 de octubre de 2020. Archivado desde el original el 1 de septiembre de 2019.
  13. ↑ M. Vioque, R. D. Oudmaijer, M. Schreiner, I. Mendigutía, D. Baines. Catálogo de nuevas estrellas Herbig Ae/Be y Be clásicas: un enfoque de aprendizaje automático para Gaia DR2  // Astronomía y astrofísica  . - N. Y. : Wiley-Blackwell , 2020. - 1 de junio ( vol. 638 ). —P.A21 ._ _ — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . -doi : 10.1051 / 0004-6361/202037731 . Archivado desde el original el 5 de agosto de 2020.
  14. ↑ Estrella Darling D. Herbig Ae/Be . La Enciclopedia de Internet de la Ciencia . Consultado el 6 de octubre de 2020. Archivado desde el original el 14 de octubre de 2020.
  15. ↑ La evolución de las estrellas . Departamento de Astronomía y Geodesia Espacial . Universidad Estatal de Tomsk . Consultado el 14 de noviembre de 2020. Archivado desde el original el 13 de julio de 2018.
  16. ↑ 1 2 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Dónde, cómo y de qué se forman las estrellas . De la nube a la estrella . Astronet (1992) . Consultado el 14 de noviembre de 2020. Archivado desde el original el 23 de septiembre de 2015.
  17. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 393–394.
  18. ↑ Karttunen et al., 2007 , pág. 243.
  19. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Nuestro Sol. tercero Presente y futuro  //  El diario astrofísico . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1 de noviembre ( vol. 418 ). - Pág. 457 . — ISSN 0004-637X . -doi : 10.1086/ 173407 . Archivado desde el original el 26 de febrero de 2008.
  20. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 356–358.
  21. ↑ Pista de Darling D. Henyey . La Enciclopedia de Internet de la Ciencia . Fecha de acceso: 14 de noviembre de 2020. 
  22. ↑ Pista de  Henyey . Referencia de Oxford . Prensa de la Universidad de Oxford . Consultado el 14 de noviembre de 2020. Archivado desde el original el 15 de julio de 2021.
  23. ↑ Henyey LG ; Lelevier R.; Levée RD Las primeras fases de la evolución estelar  (inglés)  // Informe. - San Francisco: The Astronomical Society of the Pacific , 1955. Archivado desde el original el 8 de octubre de 2020.
  24. ↑ Madrigueras A.; Hubbard WB; Saumon D.; Lunine JI Un conjunto ampliado de enanas marrones y modelos de estrellas de muy baja masa  //  The Astrophysical Journal  : revista académica. - Bristol: IOP Publishing , 1993. - vol. 406 , núm. 1 . - pág. 158-171 . — ISSN 0004-637X . -doi : 10.1086/ 172427 . - .  — Ver página 160.
  25. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 398.

Literatura

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