Principales estrellas de secuencia: definición y ciclo de vida

Esta imagen del Telescopio Espacial Hubble muestra a Sirio A, la estrella más brillante en nuestro cielo nocturno, junto con su débil y diminuto compañero estelar, Sirio B. Los astrónomos sobreexpusieron la imagen de Sirio A para que el tenue Sirio B (punto diminuto en la esquina inferior izquierda) pudiera ser visto. Las puntas de difracción en forma de cruz y los anillos concéntricos alrededor de Sirius A, y el pequeño anillo alrededor de Sirius B, son artefactos producidos dentro del sistema de imágenes del telescopio. Las dos estrellas giran una alrededor de la otra cada 50 años. Sirius A, a solo 8.6 años luz de la Tierra, es el quinto sistema estelar más cercano conocido.

Créditos: NASA, HE Bond y E. Nelan (Space Telescope Science Institute, Baltimore, Maryland); M. Barstow y M. Burleigh (Universidad de Leicester, Reino Unido); y JB Holberg (Universidad de Arizona)

Las estrellas de la secuencia principal fusionan átomos de hidrógeno para formar átomos de helio en sus núcleos. Alrededor del 90 por ciento de las estrellas en el universo, incluido el sol, son estrellas de secuencia principal. Estas estrellas pueden variar desde alrededor de una décima parte de la masa del sol hasta 200 veces más masivas.

Las estrellas comienzan sus vidas como nubes de polvo y gas. La gravedad atrae estas nubes juntas. Se forma una pequeña protostar , impulsada por el material que colapsa. Los protostars a menudo se forman en nubes de gas densamente agrupadas y pueden ser difíciles de detectar. 

"La naturaleza no forma estrellas en forma aislada", dijo Mark Morris, de la Universidad de California en Los Ángeles (UCLS), en un comunicado . "Los forma en racimos, fuera de las nubes natales que se colapsan por su propia gravedad".

Los cuerpos más pequeños, con menos de 0.08 de la masa del sol, no pueden alcanzar la etapa de fusión nuclear en su núcleo. En cambio, se convierten en enanas marrones , estrellas que nunca se encienden. Pero si el cuerpo tiene suficiente masa, el gas y el polvo que se colapsan se calientan más y eventualmente alcanzan temperaturas suficientes para fundir hidrógeno en helio. La estrella se enciende y se convierte en una estrella de secuencia principal, impulsada por fusión de hidrógeno . Fusion produce una presión externa que se equilibra con la presión hacia adentro causada por la gravedad, estabilizando la estrella.

La duración de una estrella de secuencia principal depende de qué tan masiva sea. Una estrella de mayor masa puede tener más material, pero se quema a través de él más rápido debido a temperaturas del núcleo más altas causadas por mayores fuerzas gravitacionales. Mientras que el sol pasará unos 10 mil millones de años en la secuencia principal, una estrella 10 veces más masiva se mantendrá por solo 20 millones de años. Una enana roja , que es la mitad de masiva que el sol, puede durar de 80 a 100 mil millones de años, que es mucho más larga que la edad del universo de 13.8 mil millones de años . (Esta larga vida es una de las razones por las que las enanas rojas se consideran buenas fuentes para la vida de los planetas , ya que son estables durante tanto tiempo). 

Brillante estrella brillante

Hace más de 2.000 años, el astrónomo griego Hipparchus fue el primero en hacer un catálogo de estrellas según su brillo , según Dave Rothstein, quien participó en el sitio web "Ask An Astrónomo" de la Universidad de Cornell en 2003.

"Básicamente, miró las estrellas en el cielo y las clasificó por su brillo: las estrellas más brillantes eran 'magnitud 1', las siguientes más brillantes eran 'magnitud 2', etc., hasta 'magnitud 6', que eran las estrellas más débiles que podía ver ", escribió Rothstein.

Los instrumentos modernos han mejorado las medidas de brillo, haciéndolos más precisos.

A principios del siglo XX, los astrónomos se dieron cuenta de que la masa de una estrella está relacionada con su luminosidad , o cuánta luz produce. Ambos están relacionados con la temperatura estelar. Estrellas 10 veces más masivas que el sol brillan más de mil veces más.

La masa y la luminosidad de una estrella también se relacionan con su color. Las estrellas más masivas son más calientes y más azules, mientras que las estrellas menos masivas son más frías y tienen un aspecto rojizo. El sol cae entre el espectro, dado que tiene una apariencia más amarillenta.

"La temperatura de la superficie de una estrella determina el color de la luz que emite", según el observatorio mundial Las Cumbres . "Las estrellas azules son más calientes que las estrellas amarillas, que son más calientes que las estrellas rojas".

Esta comprensión conduce a la creación de un diagrama conocido como Hertzsprung-Russell (HR), un gráfico de estrellas basado en su brillo y color (que a su vez muestra su temperatura). La mayoría de las estrellas se encuentran en una línea conocida como la "secuencia principal", que se extiende desde la parte superior izquierda (donde las estrellas calientes son más brillantes) hacia la parte inferior derecha (donde las estrellas frías tienden a ser más tenues)

Cuando las estrellas salen

Eventualmente, una estrella de secuencia principal arde a través del hidrógeno en su núcleo, llegando al final de su ciclo de vida. En este punto, sale de la secuencia principal.

Estrellas más pequeñas que un cuarto de la masa del sol colapsan directamente en enanas blancas . Las enanas blancas ya no queman fusión en su centro, pero aún irradian calor. Eventualmente, las enanas blancas deberían enfriarse en enanas negras , pero las enanas negras son solo teóricas; el universo no tiene edad suficiente para que las primeras enanas blancas se enfríen lo suficiente y hagan la transición.

Las estrellas más grandes encuentran que sus capas externas colapsan hacia adentro hasta que las temperaturas son lo suficientemente altas como para fusionar el helio en carbono. Luego, la presión de fusión proporciona un empuje hacia afuera que expande la estrella varias veces más grande que su tamaño original, formando un gigante rojo . La nueva estrella es mucho más tenue de lo que era como una estrella de secuencia principal. Eventualmente, el sol formará un gigante rojo, pero no te preocupes, no sucederá por un tiempo .

"Dentro de unos cinco mil millones de años, después de que el sol se haya convertido en un gigante rojo y haya quemado la Tierra como ceniza, expulsará su propia nebulosa y luego se desvanecerá como una estrella enana blanca", Howard Bond, del Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial. en Maryland, dijo en un comunicado .

Si la estrella original tenía hasta 10 veces la masa del sol, se quema a través de su material dentro de 100 millones de años y se derrumba en una enana blanca superdensa. Estrellas más masivas explotan en una violenta muerte de supernova , arrojando los elementos más pesados ​​formados en su núcleo a través de la galaxia. El núcleo restante puede formar una estrella de neutrones , un objeto compacto que puede venir en una variedad de formas .

La larga vida de las enanas rojas significa que incluso las que se formaron poco después del Big Bang todavía existen en la actualidad. Eventualmente, sin embargo, estos cuerpos de baja masa arderán a través de su hidrógeno. Se volverán más tenues y fríos, y eventualmente las luces se apagarán