Creo que la mejor respuesta es la siguiente, que muestra cómo se forma la estrella y la secuencia de las estrellas.
Formacion de la estrella
Lecturas: Schneider y Arny: Unidad 60 (Internet)
Las estrellas se forman dentro de concentraciones relativamente densas de gas interestelar y polvo conocidas como nubes moleculares. Estas regiones son extremadamente frías (temperatura entre 10 y 20 K, justo por encima del cero absoluto). A estas temperaturas, los gases se convierten en el significado molecular de 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 cierto punto, se forman estrellas.
Dado que las regiones son densas, son opacas a la luz visible y se conocen como nebulosas oscuras. Debido a que no brillan con luz óptica, debemos usar infrarrojos y radiotelescopios para investigarlos.
La formación de estrellas comienza cuando las partes más densas del núcleo de la nube se colapsan bajo su propio peso / gravedad. Estos núcleos suelen tener masas en torno a 104 masas solares en forma de gas y polvo. Los núcleos son más densos que la nube exterior, por lo que primero se colapsan. 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 convierten en protoestrellas y el proceso completo toma alrededor de 10 millones de años.
¿Cómo sabemos que esto está sucediendo si toma tanto tiempo y está oculto a la vista en nubes oscuras? La mayoría de estos núcleos de nubes tienen fuentes de IR, evidencia de energía de protoestrellas colapsantes (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 sobra. Y se producen en cúmulos, grupos de estrellas que se forman desde el mismo núcleo de nube.
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Protoestrellas:
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 una protoestrella. A medida que se forma la protoestrella, el gas suelto cae en su centro. El gas infaling libera energía cinética en forma de calor y la temperatura y la presión en el centro de la protoestrella aumentan. A medida que su temperatura se acerca a miles de grados, se convierte en una fuente de infrarrojos.
El telescopio espacial Hubble ha encontrado varias protoestrellas candidatas 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 se 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 protoestrella.
La protoestrella, al principio, solo tiene alrededor del 1% de su masa final. Pero la envoltura de la estrella continúa creciendo a medida que se acrecienta el material infal. Después de unos pocos millones de años, la fusión termonuclear comienza en su núcleo, luego se produce un fuerte viento estelar que detiene el infall de masa nueva. La protoestrella 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 protoestrella 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 una salida bipolar, un flujo de gas que sale de los polos de la estrella. Esta es una característica que es fácilmente vista por los radiotelescopios. Esta fase temprana en la vida de una estrella se llama fase T-Tauri.
Una consecuencia de este colapso es que las estrellas T Tauri usualmente están rodeadas por discos coyunturales opacos y masivos. Estos discos se acumulan gradualmente en la superficie estelar y, por lo tanto, irradian energía tanto desde el disco (longitudes de onda infrarrojas) como desde la posición donde el material cae sobre la estrella en (longitudes de onda ópticas y ultravioleta). De alguna manera, una fracción del material acumulado en la estrella se expulsa perpendicular al plano del disco en un chorro estelar altamente colimado. El disco circunstancial 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 del área de la superficie de la estrella.
La fase T-Tauri es cuando una estrella tiene:
• Actividad vigorosa de la superficie (erupciones, erupciones).
• fuertes vientos estelares
• curvas de luz variables e irregulares
Una estrella en la fase T-Tauri puede perder hasta un 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 de recursos humanos se muestra a continuación:
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Las flechas indican cómo las estrellas T-Tauri evolucionarán hacia la secuencia principal. Comienzan sus vidas como estrellas ligeramente frías, luego se calientan y se vuelven más azules y ligeramente más débiles, según su masa inicial. Las estrellas jóvenes muy masivas nacen tan rápido que aparecen en la secuencia principal con una fase T-Tauri tan corta que nunca se las observa.
Las estrellas T-Tauri siempre se encuentran incrustadas en las nubes de gas de donde nacieron. Un ejemplo es el grupo de estrellas Trapezium en la Nebulosa de Orión.
La evolución de las estrellas jóvenes es desde un grupo de protoestrellas 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 se rompe, el gas se expulsa y las estrellas evolucionan como se muestra a continuación.
A menudo, en galaxias encontramos grupos de estrellas jóvenes cerca de otras estrellas jóvenes. Este fenómeno se llama formación de estrellas inducidas por supernova. Las estrellas muy masivas se forman primero y explotan en supernova. Esto produce ondas de choque en la nube molecular, lo que provoca 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 protoestrella 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 kelvins. Y debido a que la temperatura central aumenta con la presión gravitatoria, 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 pierde esa marca: es más pesada que un planeta gigante de gas, pero no es lo suficientemente masiva como para ser una estrella.
Durante décadas, las enanas marrones fueron el “eslabón perdido” de los cuerpos celestes: se cree que existen pero nunca se observaron. 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 denominaron 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 aparece 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 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 los teóricos están abordando una gran cantidad 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 todavía emiten energía, principalmente en el IR, debido a la energía potencial de colapso convertida en energía cinética. Hay suficiente energía del colapso para que la enana marrón brille durante más de 15 millones de años (lo que se conoce como el tiempo de 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 masa faltante (consulte el término siguiente en cosmología). Las enanas marrones eventualmente se desvanecen y se enfrían para convertirse en enanas negras.
Los tamaños relativos y las temperaturas superficiales 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 suficiente masa (alrededor de 80 Jupiters) necesaria 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 que los astrónomos las distingan 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 las nubes moleculares de la misma manera que las estrellas, pero sus atmósferas recuerdan a los planetas gaseosos gigantes. Los astrónomos están empezando a caracterizar las variaciones entre las enanas marrones con el objetivo de determinar su importancia entre los constituyentes 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.