Astronomía

¿Cómo pueden las estrellas anteriores a la secuencia principal irradiar más energía que las estrellas de la secuencia principal?

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¿Cómo puede una estrella de pre-secuencia principal irradiar más energía por contracción gravitacional que una estrella de secuencia principal por fusión de hidrógeno?


Aunque las estrellas anteriores a la secuencia principal tienen una temperatura más baja, son esencialmente enormes nubes de gas, a menudo tan grandes como 1 pc de ancho. La luminosidad, que es proporcional al cuadrado del radio, es esencialmente grande para las estrellas anteriores a la secuencia principal.

Además, el problema con la contracción gravitacional no es la cantidad de energía que se puede generar por segundo. Eso en realidad puede ser más grande que el producido por la fusión si insiste en objetos realmente masivos. La lógica, cuando descartamos la contracción gravitacional como fuente de energía para el Sol, fue que la contracción gravitacional no puede sostenerla por mucho tiempo. Los geólogos sabían por su ciencia de la datación que el Sol tenía que ser más antiguo que la gravedad. la contracción representa.

Por tanto, admítelo. La contracción gravitacional hace que las estrellas anteriores a la secuencia principal irradien más energía que los inicios de la secuencia principal, pero eso es solo luminosidad y no realmente energía. La luminosidad es energía por segundo.


¿Cómo pueden las estrellas anteriores a la secuencia principal irradiar más energía que las estrellas de la secuencia principal? - Astronomía

Contexto. Los primeros millones de años de la evolución previa a la secuencia principal (PMS) de las estrellas de baja masa se caracterizan por la acreción magnetosférica, un disco protoplanetario circunestelar y los procesos que conducen a su dispersión. Entre estos, la fotoevaporación causada por una fuerte emisión de rayos X de la estrella central es probablemente significativa. Varios aspectos de la emisión de rayos X de las coronas y los choques de acreción siguen siendo misteriosos, por ejemplo, si la acreción afecta la emisión coronal y en qué medida.
Objetivos: Estudiamos la variabilidad de rayos X de

1 Myr viejas estrellas del PMS de baja masa en función de la escala de tiempo, la rotación estelar y las características estelares para obtener información sobre el funcionamiento de las coronas del PMS, su emisión de rayos X y el entorno circunestelar en el que están inmersas.
Métodos: hemos aprovechado la

Observación de Chandra de 850 ks de largo del cúmulo de la nebulosa de Orión obtenida por la colaboración COUP en enero de 2003, y analizó estadísticamente las curvas de luz de rayos X de estrellas de baja masa en varias submuestras. Nuestro principal objetivo fue caracterizar el diferente comportamiento de los rayos X de las estrellas con y sin discos de acreción circunestelar, e inferir el mecanismo físico responsable de la variabilidad observada.
Resultados: Las estrellas de acreción (estrellas clásicas T Tauri, CTTS) son más variables que las estrellas no acredoras (estrellas T Tauri de línea débil, WTTS) en todas las escalas de tiempo y en todas las bandas de energía de rayos X consideradas. Se ve que la variabilidad aumenta con la escala de tiempo, hasta el más largo probado,

10 días. Se observan firmas de modulación rotacional tanto para CTTS como para WTTS, y más claramente para CTTS en la banda de rayos X suaves. Las estrellas de menor masa son más variables que las estrellas de mayor masa.
Conclusiones: Proponemos que la diferencia de variabilidad entre CTTS y WTTS puede explicarse asumiendo que la emisión de rayos X de CTTS se ve afectada por la absorción variable en el tiempo debido a estructuras circunestelares, como deformaciones en el disco interno y / o corrientes de acreción. Esta sugerencia es atractiva porque, en la hipótesis de que las coronas de CTTS y WTTS son similares, también puede explicar por qué los CTTS tienen niveles de emisión de rayos X más bajos y más dispersos en comparación con los WTTS.


Lección 11

D) cantidad total de luz que irradiará la estrella durante toda su vida.

A) se reduce en un factor de cuatro y el brillo aparente se reduce en un factor de cuatro.

B) se reduce en un factor de dos y el brillo aparente se reduce en un factor de dos.

C) permanece igual, pero el brillo aparente se reduce en un factor de dos.

D) permanece igual, pero el brillo aparente se reduce en un factor de cuatro.

A) luminosidad = brillo aparente / 4π × (distancia) 2

B) brillo aparente = luminosidad / 4π × (distancia) 2

C) brillo aparente = luminosidad × 4π × (distancia) 2

A) Todas las estrellas emiten la mayor parte de su luz en el rango visible del espectro.

B) Para medir el brillo aparente total de una estrella, debe medir su brillo en todas las longitudes de onda, y esto es difícil de hacer. Las únicas longitudes de onda que puede medir desde la superficie de la Tierra son las longitudes de onda visibles y de radio.

C) La mayoría de las estrellas no emiten luz en otros rangos del espectro.

D) Son idénticas para la mayoría de las estrellas.

D) a mitad de camino a través de la Vía Láctea.

A) El sistema de magnitud que usamos ahora se basa en un sistema utilizado por los antiguos griegos hace más de 2.000 años que clasificaba las estrellas por su brillo.

B) Una estrella con magnitud aparente 1 es más brillante que una con magnitud aparente 2.

C) La magnitud absoluta de una estrella es otra medida de su luminosidad.

D) La magnitud absoluta de una estrella es la magnitud aparente que tendría si estuviera a una distancia de 10 parsecs de la Tierra.

A) Las letras se refieren a las iniciales del original descubre.

B) El etiquetado alfabético original no se correspondía con la temperatura de la superficie y, por lo tanto, tuvo que reordenarse.

C) Fueron elegidos para encajar en un mnemotécnico.

D) Porque aún existe incertidumbre sobre qué genera la energía en los núcleos estelares.

A) El tipo espectral de una estrella se puede utilizar para determinar su temperatura superficial.

B) El tipo espectral de una estrella se puede utilizar para determinar su color.

C) Una estrella con tipo espectral A es más fría que una estrella con tipo espectral B.

D) Una estrella con tipo espectral F2 es más caliente que una estrella con tipo espectral F3.

A) Sin conocer primero las distancias a estas estrellas, no se puede sacar ninguna conclusión sobre cómo se comparan sus verdaderas luminosidades entre sí.

B) La luminosidad de la estrella 1 es un factor de 100 menos que la luminosidad de la estrella 2.

C) La estrella 1 está 100 veces más distante que la estrella 2.

D) La estrella 1 está 100 veces más cerca que la estrella 2.

A) temperatura superficial en el eje horizontal y luminosidad en el eje vertical

B) masa en el eje horizontal y luminosidad en el eje vertical

C) temperatura de la superficie en el eje horizontal y radio en el eje vertical

D) masa en el eje horizontal y edad estelar en el eje vertical

A) tipo espectral de la estrella.

C) brillo aparente de la estrella en nuestro cielo.

A) de reacciones químicas.

B) por contracción gravitacional.

C) convirtiendo hidrógeno en helio.

D) convirtiendo helio en carbono, nitrógeno y oxígeno.

A) Las estrellas de baja masa son más frías y menos luminosas que las estrellas de gran masa.

B) Las estrellas de baja masa son más calientes y luminosas que las de gran masa.

C) Las estrellas de baja masa son más frías pero más luminosas que las estrellas de gran masa.

D) Las estrellas de baja masa son más calientes pero menos luminosas que las estrellas de gran masa.

D) proceso de generación de energía

A) Todos tienen la misma luminosidad.

B) Todos tienen el mismo período.

C) Su luminosidad se puede inferir de su período.

D) Están lo suficientemente cerca como para tener una paralaje detectable.

A) Todas las estrellas del cúmulo son aproximadamente del mismo color.

B) Todas las estrellas del cúmulo tienen aproximadamente la misma edad.

C) Todas las estrellas del cúmulo tienen aproximadamente la misma masa.

D) Todas las estrellas del cúmulo evolucionarán de manera similar.

A) Todas las estrellas del cúmulo se encuentran aproximadamente en la misma etapa de evolución.

B) La mayoría de las estrellas del cúmulo tienen menos de 10 mil millones de años.

C) La mayoría de las estrellas del cúmulo son de color amarillo o rojizo.

D) Todas las estrellas del cúmulo tienen aproximadamente la misma masa.

C) estrellas variables pulsantes.

B) contando los planetas que se han formado alrededor de las estrellas más grandes

C) encontrar el punto de desvío de la secuencia principal de las estrellas

A) La presión de la degeneración detiene la contracción de una protoestrella para que el núcleo nunca se caliente ni se vuelva lo suficientemente denso para la fusión nuclear.

B) No hay suficiente masa para mantener las reacciones nucleares de forma autosuficiente.

C) La temperatura de la superficie nunca sube lo suficiente como para que la radiación quede atrapada y caliente su interior a las temperaturas requeridas para la fusión nuclear.

D) La presión de la radiación detiene la contracción de una protoestrella para que el núcleo nunca se caliente ni se vuelva lo suficientemente denso para la fusión nuclear.


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Contexto. Las protoestrellas crecen a partir de la primera formación de una pequeña semilla y la posterior acumulación de material. Un trabajo teórico reciente ha demostrado que la evolución de las estrellas antes de la secuencia principal (PMS) es mucho más compleja de lo que se imaginaba anteriormente. En lugar de la tradicional solución unidimensional constante, la acreción puede ser episódica y no necesariamente simétrica, lo que afecta la energía depositada dentro de la estrella y su estructura interior.
Objetivos: Dado este nuevo marco, queremos comprender qué controla la evolución de las estrellas en crecimiento.
Métodos: Utilizamos el código de evolución estelar de MESA con varios conjuntos de condiciones. En particular, tenemos en cuenta la eficiencia (desconocida) de la acumulación al enterrar la energía gravitacional en la protoestrella a través de un parámetro, ξ, y variamos la cantidad de deuterio presente.
Resultados: Confirmamos los hallazgos de trabajos anteriores que, en términos de pistas evolutivas en un diagrama de Hertzprung-Russell (H-R), la evolución cambia significativamente con la cantidad de energía que se pierde durante la acreción. Encontramos que la quema de deuterio también regula la evolución del PMS. En el escenario de acreción de baja entropía, las pistas evolutivas en el diagrama H-R son significativamente diferentes de las pistas clásicas y son sensibles al contenido de deuterio. Una comparación de las pistas evolutivas teóricas y las observaciones nos permite excluir algunos modelos de acreción fría (ξ 0) con bajas abundancias de deuterio.
Conclusiones: Confirmamos que la dispersión de la luminosidad observada en los cúmulos puede explicarse mediante modelos con una inyección algo ineficiente de calor de acreción. Las pistas evolutivas resultantes se vuelven sensibles a la eficiencia del calor de acreción, la entropía del núcleo inicial y el contenido de deuterio. En este contexto, predecimos que los grupos con una relación D / H más alta deberían tener menos dispersión en la luminosidad que los grupos con una D / H más pequeña. El trabajo futuro sobre este tema debería incluir simulaciones hidrodinámicas de radiación para determinar la eficiencia del calentamiento por acreción y más observaciones para investigar el contenido de deuterio en las regiones de formación de estrellas.


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Contexto. NGC 6611 y su nube parental, la Nebulosa del Águila (M 16), son regiones de formación de estrellas bien estudiadas, gracias a su gran contenido de estrellas OB y ​​estrellas con discos y la formación estelar en curso observada. En nuestros estudios previos de la Nebulosa del Águila, identificamos 834 estrellas portadoras de discos asociadas con la nube, después de detectar sus excesos en bandas NIR desde la banda J hasta 8.0 μ m.
Objetivos: En este trabajo, estudiamos en detalle la naturaleza de una submuestra de estrellas portadoras de discos que muestran características peculiares. Aparecen más viejos que los otros miembros en el diagrama V vs. V-I, y / o tienen uno o más colores IRAC en valores fotosféricos puros, a pesar de mostrar excesos de NIR, cuando se comparan los colores ópticos e infrarrojos.
Métodos: Confirmamos la pertenencia de estas estrellas a M 16 mediante un análisis espectroscópico. Las propiedades físicas de estas estrellas con discos se estudian comparando sus distribuciones de energía espectral (SED) con las SED predichas por modelos de estrellas T Tauri con discos y envolventes.
Resultados: Demostramos que la edad de estas estrellas estimada a partir del diagrama V vs. V-I no es confiable ya que sus colores V-I son alterados por la luz dispersada por el disco en la línea de visión. Solo en unos pocos casos sus SED son compatibles con modelos con excesos en la banda V provocados por el velo óptico. Los miembros candidatos con discos y colores IRAC fotosféricos son seleccionados por el diagnóstico de disco NIR usado, que es sensible a excesos moderados, como los producidos por discos con masas bajas. En 1/3 de estos casos, también se puede invocar la dispersión del flujo estelar por los discos.
Conclusiones: La luz fotosférica dispersada por los granos del disco en la línea de visión puede afectar la derivación de los parámetros físicos de las estrellas de Clase II a partir de datos fotométricos ópticos y NIR. Además, los diagnósticos de discos que definimos son útiles para seleccionar estrellas con discos, incluso aquellas con excesos moderados o cuyos colores ópticos se ven alterados por velos o luz dispersa fotosférica.


Color y energía de las estrellas

Las estrellas vienen en una variedad de tamaños y colores, pero todas brillan porque son calientes.

El color de una estrella proporciona una medida directa de la temperatura de su superficie; las estrellas más calientes brillan en blanco azulado, mientras que las más frías son de color naranja o rojo opaco. A su vez, la temperatura indica cuánta energía irradia un área determinada de la superficie de la estrella al espacio cada segundo. Cuando eso se multiplica por el área de superficie total de la estrella, nos dice la luminosidad de la estrella, una medida de cuánta energía irradia al espacio cada segundo.

¿Qué hace brillar a las estrellas?

Las estrellas producen su energía a través de la fusión nuclear. Para la mayoría de las estrellas, este proceso está dominado por un proceso llamado "cadena protón-protón", una secuencia de eventos que transforma cuatro átomos de hidrógeno en un átomo de helio. La reacción en cadena protón-protón alimenta a la mayoría de las estrellas y les proporciona la energía necesaria para sustentar sus enormes masas durante la mayor parte de su vida, de hecho, es la fuente del poder de nuestro propio Sol.

Las estrellas más grandes, cuyo peso aplastante genera temperaturas aún más altas en sus núcleos, utilizan un proceso de fusión más complejo llamado "ciclo CNO". En esta reacción, trazas de carbono, nitrógeno y oxígeno sirven como catalizadores para fusionar cuatro átomos de hidrógeno en un helio. Si bien este método produce más energía, las temperaturas más altas requeridas solo pueden ser alcanzadas por estrellas más masivas que el Sol, y tales estrellas están condenadas por su prolífica producción a una vida corta.


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2 MK a> 40 MK y, en particular, es capaz de medir las temperaturas de las coronas calientes (> 10 MK) con mayor precisión que otros instrumentos anteriores o existentes. Como resultado, ASCA ha detectado plasmas coronales muy calientes, que tienen temperaturas más altas que las medidas con datos de menor resolución de satélites como Einstein y ROSAT. Esta sensibilidad a la emisión continua de alta temperatura y la capacidad de medir definitivamente la emisión en las líneas de Fe XXV tipo He a 6,7 ​​keV son las principales capacidades de observación de ASCA que contribuyen enormemente a los análisis de regiones multiespectrales de distribuciones térmicas coronales. Los estudios de espectros ASCA normalmente requieren distribuciones de medidas de emisión coronal multitemperatura para obtener ajustes adecuados. Generalmente, tales análisis han tomado la forma de ajuste global de los espectros contra modelos de emisividad de 1, 2 o 3 temperaturas con abundancias elementales variables. Las coronas de estrellas binarias activas, como las binarias RS CVn y Algol, contienen plasma muy caliente. La emisión de calor también se ve de gigantes y supergigantes evolucionados individuales, p. Ej. 31 Com (G0 III) y otros gigantes de masa moderada a 20 y 8 MK (Ayres et al. 1998 ApJ 496, 428) y beta Dra (G2 Ib-II) a 1,6 y 0,7 keV (19 y 8 MK) (Skinner & Brown 1996). Drake y col. (1994 ApJ 436, L87) encontraron temperaturas más bajas de 0.3-0.4 y 0.7 keV para la enana G pi ^ 1 UMa y la beta gigante de G tardía Cet, y Mewe et al. (1998, A&A, presentado) encuentran evidencia de un solo componente de 0.3 keV en las coronas del alfa binario amplio de la era solar Cen. Gudel, Guinan y Skinner (1997 ApJ 483, 947) han utilizado una muestra de nueve enanas G para explorar cómo la actividad coronal en una estrella como el Sol evoluciona con el tiempo. Encuentran un ablandamiento sistemático del espectro de rayos X con el tiempo, con el componente caliente 20-30 MK que domina la emisión coronal de las estrellas jóvenes activas que no tienen importancia en estrellas con edades superiores a 500 Myr.

ASCA es sensible a la emisión de plasmas con temperaturas de

2 MK a> 40 MK y, en particular, es capaz de medir las temperaturas de las coronas calientes (> 10 MK) con mayor precisión que otros instrumentos anteriores o existentes. Como resultado, ASCA ha detectado plasmas coronales muy calientes, que tienen temperaturas más altas que las medidas con datos de menor resolución de satélites como Einstein y ROSAT. Esta sensibilidad a la emisión continua de alta temperatura y la capacidad de medir definitivamente la emisión en las líneas de Fe XXV tipo He a 6,7 ​​keV son las principales capacidades de observación de ASCA que contribuyen enormemente a los análisis de regiones multiespectrales de las distribuciones térmicas coronales. Los estudios de espectros ASCA normalmente requieren distribuciones de medidas de emisión coronal multitemperatura para obtener ajustes adecuados. Generalmente, tales análisis han tomado la forma de ajuste global de los espectros contra modelos de emisividad de 1, 2 o 3 temperaturas con abundancias elementales variables. Las coronas de estrellas binarias activas, como las binarias RS CVn y Algol, contienen plasma muy caliente. La emisión de calor también se ve de gigantes y supergigantes evolucionados individuales, p. Ej. 31 Com (G0 III) y otros gigantes de masa moderada a 20 y 8 MK (Ayres et al. 1998 ApJ 496, 428) y beta Dra (G2 Ib-II) a 1,6 y 0,7 keV (19 y 8 MK) (Skinner & Brown 1996). Drake y col. (1994 ApJ 436, L87) encontraron temperaturas más bajas de 0.3-0.4 y 0.7 keV para la enana G pi ^ 1 UMa y la beta gigante de G tardía Cet, y Mewe et al. (1998, A&A, presentado) encuentran evidencia de un solo componente de 0.3 keV en las coronas del alfa binario amplio de la era solar Cen. Gudel, Guinan y Skinner (1997 ApJ 483, 947) han utilizado una muestra de nueve enanas G para explorar cómo la actividad coronal en una estrella como el Sol evoluciona con el tiempo. Encuentran un ablandamiento sistemático del espectro de rayos X con el tiempo, con el componente caliente 20-30 MK que domina la emisión coronal de las estrellas jóvenes activas que no tienen importancia en estrellas con edades superiores a 500 Myr.

Figura 1: La curva de luz ASCA (panel superior) y el espectro (panel inferior) obtenidos de la observación de UX Ari del 29 de agosto de 1994. Se muestran los espectros de destellos y de reposo. Nótese la ausencia de una línea de hierro K a 6,7 ​​keV en el espectro de reposo y su aparición en un nivel de significación alto en el espectro de llamarada.

Abocinamiento coronario

Abundancias elementales coronales

1.3 a 7 (Drake y col. 1994 ApJ 436, L87 Singh y col. 1996 ApJ 456, 766 Mewe y col. A&A en prensa, Ortolani y col. 1997 A&A 325, 664 Singh y col. 1998). Los otros elementos pesados, con la excepción quizás del Ni, muestran factores de agotamiento similares en relación con el hidrógeno en comparación con sus valores en la fotosfera solar. En general, se cree que las abundancias coronales solares exhiben una sobreabundancia de elementos fácilmente ionizados como Fe, Mg y Si en comparación con la fotosfera, por lo que la falta de abundancia observada en las coronas estelares es bastante desconcertante. La diferencia puede estar relacionada con el hecho de que todas las estrellas de tipo tardío que ASCA ha observado en los datos tienen luminosidades y temperaturas coronales mucho más altas que las típicas del Sol, aunque no hay consenso sobre cuál podría ser el mecanismo de fraccionamiento, ya sea para el Sol o las estrellas activas, aunque recientemente van den Oord y Mewe (1998, en preparación) han propuesto un mecanismo de asentamiento gravitacional que parece prometedor. Gudel y col. (1998, ApJ, en prensa) han proporcionado nuevos conocimientos sobre los procesos que controlan las abundancias coronales a partir de las observaciones de ASCA de una erupción en el UX Ari binario activo durante el cual se observó que la abundancia de Fe aumentaba de 0,17 valores solares a valores casi fotosféricos como (presumiblemente) El material fotosférico y cromosférico subyacente se evaporó para llenar los bucles coronales abocinados.

Estrellas previas a la secuencia principal

2-3 keV (Carkner et al. 1996 ApJ 464, 286 Skinner & Yamauchi 1996 ApJ 471, 987 Skinner et al. 1997, ApJ, 486, 886 Tsuboi et al. ApJ, en prensa Yamauchi et al. 1998, PASJ, presentado ). Algunos de estos son de tipo espectral B5-A6, para los cuales ninguna teoría predice la emisión de rayos X. Las estrellas jóvenes masivas en las regiones HII o las nubes moleculares gigantes muestran emisión de rayos X con temperaturas de 3-10 keV y líneas de emisión de Fe K similar al He (Yamauchi et al.1996 PASJ 48, 719 Hofner y Churchwell 1997 ApJ 486, L39 Sekimoto & Torii, com. Priv.). La temperatura observada es más alta que la observada desde las estrellas masivas de la secuencia principal, lo que puede indicar un choque de viento estelar más violento cerca de las estrellas jóvenes. Los plasmas de alta temperatura en las regiones de formación de estrellas masivas pueden contribuir a la emisión de la Cordillera Galáctica.

Las observaciones de los núcleos de las regiones de formación estelar muestran una emisión penetrante de rayos X duros que parece originarse a partir de una variedad de fuentes puntuales nuevas y previamente conocidas, muchas de las cuales se oscurecen a energías más bajas (Koyama et al.1994 PASJ 46, L125 Koyama et al. al.1996 reunión de Nagoya, Kamata et al.1997 PASJ 49, 461). Koyama y col. (1996, en Magnetodynamic Phenomena in the Solar Atmosphere - Prototypes of Stellar Magnetic Activity, p. 243) han detectado una emisión de rayos X duros, incluida una llamarada fuerte, de fuentes protoestelares de Clase I en las nubes moleculares R CrA y rho Oph. Tales rayos X duros no se esperaban durante las primeras etapas de la evolución previa a la secuencia principal y plantean preguntas interesantes sobre cómo la emisión de rayos X y los campos magnéticos implicados influyen en el proceso de formación de estrellas. Shu y col. (1997, Science, 277, 1475) y Hayashi et al. (1996, ApJ 468, L37) han propuesto de forma independiente que la emisión de rayos X duros de las protoestrellas se debe a la interacción magnética entre los campos magnéticos protoestelares y las regiones más internas de los discos de acreción en los que están incrustados. Se han encontrado muchas fuentes de rayos X duros en NGC1333 sin contrapartes en otras longitudes de onda (Itoh et al. 1997 IAU Symp 184). Es probable que sean protoestrellas de clase 0. Algunas indicaciones de emisión de rayos X duros de objetos de clase 0 también se ven en las nubes moleculares de Orión 2 y 3, donde los rayos X duros se trazan a lo largo de `` islas '' de núcleos de alta densidad del gas molecular (Koyama, priv. com.).


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    En la Vía Láctea observamos estrellas tan viejas como el Universo (13 mil millones de años), estrellas como el sol con 4.5 mil millones de años, cúmulos de estrellas de unos pocos millones de años y estrellas que recién se están formando.

I. Formación de estrellas y evolución previa a la secuencia principal

    Nube muy fina y de baja densidad (10.000 átomos por cm 3) (casi un vacío perfecto en comparación con el aire ambiente: 2x10 19 moléculas por cm 3).

10-20 K, por lo que se pueden formar moléculas -> nube molecular.

La Nebulosa de Orión, una nube interestelar en la que se están formando sistemas estelares y posiblemente planetas.


Primer plano de la Nebulosa de Orión obtenido con HST, que revela lo que parecen ser discos de polvo y gas que rodean a las estrellas recién formadas. Estos discos protoplanetarios abarcan aproximadamente 0,14 años luz y probablemente son similares a la nebulosa solar.

10 millones de años para alcanzar la secuencia principal.

0.08 masas solares se contraen, pero nunca alcanzan la temperatura para la fusión nuclear. Brillan en el infrarrojo debido a la energía gravitacional y luego se desvanecen antes de que pueda comenzar la reacción nuclear. Estos son objetos subestelares, también conocidos como "enanas marrones".

II. Evolución en la secuencia principal

    Secuencia principal: La banda diagonal que va desde estrellas azules luminosas calientes hasta estrellas rojas pálidas frías.

    Es la ubicación de las estrellas que obtienen su energía fusionando H en He en sus núcleos.

    A medida que aumenta la masa, la presión y la temperatura deben aumentar en el núcleo para compensar la mayor gravedad.

    Si M 6 K, la estrella obtiene su energía de la cadena protón-protón.

    1 H + 1 H -> 2 H + e + + neutrino

10 mil millones de años en la EM (haga clic aquí).

    Después de 1 millón de años, las estrellas de más de 100 masas solares habrán desaparecido de la EM.

Izquierda: antiguo cúmulo estelar. Derecha: Cúmulo joven que muestra estrellas luminosas y calientes.

III. Evolución posterior a la secuencia principal y muerte estelar

    Evolución de una estrella de baja masa (1 masa solar) (¿qué le sucede a una estrella a medida que evoluciona?)

    Finalmente, la estrella se queda sin H en el centro -> la presión disminuye -> inerte El núcleo de He comienza a contraerse y calentarse.

    Las estrellas de más de 8 masas solares pueden alcanzar temperaturas más altas y fusionar elementos más pesados:

    12 C + 4 He -> 16 O + fotón (para 500 millones de grados)


Estructura de piel de cebolla con hierro en el centro (no a escala)

    Durante la explosión se forman átomos más pesados ​​que el hierro y se lanzan al espacio (Plata = 47 protones, Oro = 79 protones) -> la estrella está muerta.

SN 1987A en la Gran Nube de Magallanes La nebulosa del Cangrejo: el remanente de una SN registrada en 1054 d.C.

    Si el núcleo tiene menos de 3 masas solares, la gravedad puede equilibrarse mediante la presión de los neutrones apretados (casi tocándose). Los neutrones detienen el colapso y forman un sistema estable llamado estrella de neutrones.

    Esta es la forma más densa de materia en el universo observable: 10 17 kg / m 3 (una cucharadita de materia de estrella de neutrones en la Tierra pesaría 100 millones de toneladas).

    En teoría, toda la masa cae en un punto.

    Para un objeto como el Sol, Rs = 3 km -> Exprime el sol hasta el tamaño de una pequeña ciudad y obtienes un BH.


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Presentamos un análisis simplificado de algunos de los efectos de la acreción del disco en la evolución temprana de estrellas de pre-secuencia principal totalmente convectivas y de baja masa. Nuestro análisis se basa en el trabajo seminal anterior de Stahler, pero difiere en que la acumulación de material ocurre en un área pequeña de la superficie estelar, como a través de un disco o una columna de acumulación magnetosférica, de modo que la mayor parte de la fotosfera estelar está libre para irradiar al espacio. Esta condición de frontera es similar al caso límite considerado por Palla & amp Stahler para estrellas de masa intermedia. Sostenemos que para una amplia variedad de tasas de acumulación de masa de disco, se agregará material a la estrella con cantidades relativamente pequeñas de energía térmica. La evolución protoestelar calculada asumiendo que este límite de acreción de `` baja temperatura '' generalmente sigue los resultados de Stahler debido a la naturaleza termostática de la fusión de deuterio, que evita que las protoestrellas se contraigan por debajo de una `` línea de nacimiento '' en el diagrama H-R. Nuestros radios protoestelares calculados tienden a caer por debajo de los de Stahler en masas más altas; la pérdida de energía adicional de la fotosfera estelar en el caso de la acreción del disco tiende a hacer que la protoestrella se contraiga. Las pistas evolutivas de acreción del disco a baja temperatura nunca caen por debajo de la línea de nacimiento de la fusión de deuterio hasta que se agota el deuterio interno, pero las pistas protoestelares pueden estar por encima de la línea de nacimiento en el diagrama HR si el radio inicial del núcleo protoestelar es lo suficientemente grande o si el disco rápido La acreción (como podría ocurrir durante los estallidos de FU Ori) agrega cantidades significativas de energía térmica a la estrella. Estas posibilidades no pueden descartarse ni por argumentos teóricos ni por limitaciones observacionales en la actualidad, de modo que las protoestrellas individuales podrían evolucionar a lo largo de una multiplicidad de líneas de nacimiento con un rango modesto de luminosidad en una masa determinada. Nuestros resultados indican que existen grandes incertidumbres en la asignación de edades para las estrellas más jóvenes a partir de las posiciones del diagrama H-R, dada la incertidumbre en las posiciones de la línea de nacimiento. Nuestros cálculos también sugieren que las tasas de acreción en disco relativamente bajas características de las estrellas T Tauri por debajo de la línea de nacimiento hacen que las estrellas de baja masa se contraigan solo un poco más rápido que la evolución normal de la trayectoria de Hayashi, de modo que las edades de las estrellas anteriores a la secuencia principal más antiguas se estiman a partir del diagrama de HR. las posiciones son relativamente seguras.