Estrella de pre-secuencia principal

T Tauri , prototipo de la clase homónima de estrellas anteriores a la secuencia principal.

Define estrella de la secuencia pre-principal (estrella o cuerpo PMS - acrónimo de " Inglés P re- M ain S equence) la fase de la formación de estrellas entre la etapa de protostar y la secuencia principal . Se dividen en las variables Orión (con un rango de masa entre 0,08 y 2 masas solares M _☉ ) y las estrellas Ae / Be de Herbig (2-8 M _☉ ). No hay estrellas PMS de más de 8 M _☉ , ya que cuando entran en juego masas muy elevadas, el embrión estelar alcanza las condiciones necesarias para el desencadenamiento de la fusión de hidrógeno de forma extremadamente rápida, iniciando la secuencia principal. ^[1]

Evolución

El rastro de Hayashi de una estrella similar al sol.
1. Colapso de la protoestrella: interior totalmente convectivo .
2. Aumento de la temperatura efectiva : inicio de las primeras reacciones nucleares, primer boceto del núcleo radiativo (entrada en la traza de Henyey ).
3. Disparo de la fusión de hidrógeno: núcleo totalmente radiativo (entrada al ZAMS).

La estrella es considerada una protoestrella por todo el tiempo en que la materia que la rodea se precipita en el centro de condensación; cuando el proceso de acreción se detiene y los gases circundantes se dispersan, la estrella se considera una estrella previa a la secuencia principal. La energía emitida por estos objetos no se debe a las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en el núcleo estelar , sino al colapso gravitacional .^[2]

La estrella PMS sigue un camino característico en el diagrama HR, conocido como trazo de Hayashi , durante el cual continúa contrayéndose. ^[3] La contracción continúa hasta que se alcanza el límite de Hayashi , después de lo cual continúa a una temperatura constante en un tiempo Kelvin-Helmholtz mayor que el tiempo de crecimiento ; ^[1] luego las estrellas con menos de 0.5 masas solares alcanzan la secuencia principal. Las estrellas más masivas, al final de la traza de Hayashi, en cambio sufren un colapso lento en una condición cercana al equilibrio hidrostático, en este punto siguiendo un camino en el diagrama HR llamado traza de Henyey . ^[4]

Características

Las estrellas PMS se pueden distinguir de las estrellas de la secuencia principal mediante el análisis de espectros estelares , lo que permite medir la correlación entre la gravedad y la temperatura : una estrella previa a la secuencia principal tiene una relación radio-masa mayor que la de una estrella de secuencia principal. , signo de los menores volúmenes de este último.

Las estrellas del SPM se vuelven visibles en la óptica cuando pasan la línea de nacimiento estelar , ubicada a la derecha de la secuencia principal en el diagrama HR . Esta etapa evolutiva equivale a menos del 1% de la vida de la estrella (a modo de comparación, la secuencia principal corresponde a aproximadamente el 80%). ^[5]

Estas estrellas tienen un exceso de emisión en el rango infrarrojo , un signo de la presencia en órbita de un disco de acreción formado por gas y polvo, ^[6] lugar probable de formación planetaria.

Clases

La región oscura de LDN 1265 ( vdB 1 ) en el complejo Cassiopeia , iluminada en pequeños puntos por la luz de algunas estrellas cercanas; Destaca la estrella Ae / Be de Herbig V633 Cassiopeiae . 2MISA

Las estrellas Ae / Be de Herbig y las variables de Orión pertenecen a las estrellas pre-secuencia principal. Las variables de Orión se dividen a su vez en estrellas T Tauri , estrellas EX Lupi ( EXors ) y estrellas FU Orionis ( FUors ) ; estas dos últimas clases se consideran tipologías particulares de T Tauri. ^[7]

Las estrellas Ae / Be de Herbig, pertenecientes a las clases A y B , constituyen los representantes más masivos de las estrellas anteriores a la secuencia principal. Se caracterizan por espectros en los que dominan las líneas de emisión de hidrógeno ( serie Balmer ) y el calcio ; esta emisión no proviene directamente de la estrella, sino del material que se espesa a su alrededor. Sin embargo, difiere sustancialmente de la de las estrellas Be , sus análogas en la secuencia principal; de hecho, en el caso de las estrellas Be, se debe a un disco de material procedente de las partes externas de la propia estrella, mientras que en el caso de las estrellas Ae / Be de Herbig se debe a la intervención del disco residual del proceso de acreción. ^[8]

Las estrellas T Tauri son similares al Sol en masa y temperatura, pero son algunas veces más grandes en diámetro y, por esta razón, más brillantes. ^[9] Se caracterizan por altos rotación velocidades, típico de las estrellas jóvenes, ^[10] ^[11] y poseen muy intensos campos magnéticos , que atraen a los gases cercanas succión a lo largo de las líneas de campo , causando enormes llamaradas y extensas manchas en ellos. Fotosfera , ^[12] además de alimentar chorros bipolares. ^[13] Las estrellas T Tauri también tienen emisiones de radio y rayos X intensas y variables, alrededor de 1000 veces las del Sol, y muchas tienen vientos estelares extremadamente poderosos. Un índice de la juventud de las estrellas T Tauri viene dado por las altas cantidades de litio en comparación con las estrellas de la secuencia principal; de hecho, este elemento es destruido por las altas temperaturas de los núcleos de las estrellas de la secuencia principal donde se desencadenan las reacciones de fusión nuclear, mientras resiste las temperaturas considerablemente más bajas de los núcleos de T Tauern.

Entre los T Tauri también se incluyen las estrellas FU Orionis, de clase F o G , y las estrellas EX Lupi, de clase K o M. ^[7] Las dos clases estelares se caracterizan por cambios repentinos y notables en su luminosidad y tipo espectral. ^[7]

Nota

↑ ^a ^b M. Heydari-Malayeri, El enigma de las estrellas masivas , en The Sciences , vol. 475, marzo de 2008, págs. 64-71. Consultado el 24 de junio de 2008.
^ ET Joven, nublado, con probabilidad de estrellas , en The Sciences , vol. 500, abril de 2010, págs. 76-83. Consultado el 11 de agosto de 2010 .
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↑ ^a ^b ^c JA Acosta-Pulido, M. Kun, P. Ábrahám, Á. Kóspál, SZ Csizmadia, et al , The 2004-2006 Outburst and Environment of V1647 Ori , en The Astronomical Journal , vol. 133, mayo de 2007, págs. 2020-2036. Obtenido el 8 de julio de 2009.
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^ Aproximando la estrella a un cuerpo negro ideal, su brillo ( $L$ ${\ Displaystyle L}$ $L$ ) es directamente proporcional al radio ( $R.$ ${\ Displaystyle R}$ $R.$ ) y la temperatura de la superficie ( $T_{eff}$ ${\ Displaystyle T_ {eff}}$ $T _ {{eff}}$ ); estos parámetros, colocados en relación entre sí, dan la ecuación :
$L=4\pi R^{2}\sigma T_{eff}^{4}$ ${\ Displaystyle L = 4 \ pi R ^ {2} \ sigma T_ {eff} ^ {4}}$ $L = 4 \ pi R ^ {2} \ sigma T _ {{eff}} ^ {4}$
Dónde está $4\pi R^{2}$ ${\ Displaystyle 4 \ pi R ^ {2}}$ $4 \ pi R ^ {2}$ indica la superficie radiante de la estrella (aproximada a una esfera ) e $\sigma$ ${\ Displaystyle \ sigma}$ $\sigma$ la constante de Stefan-Boltzmann .
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^ Owen , pág. 145.

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