Suponga que una estrella tardó 100 millones de años en llegar a la secuencia principal, desde su estado de protoestrella. Qué podemos decir de dicha estrella?
2
Respuestas
Luis Carlos suarez.
(Thu, 28 Mar 2002 23:13:25 -0500).
Llas
estrellas primero se forman a partir de una nube de gas y de polvo. la nube se
empieza a contraer y su temperatura aumenta. se forman zonas con gran densidad
de gas muy caliente, esto se conoce como protoestrella. ahora, para formar la
estrella propiamente dicha, es decir, que empiece la combustion (llegue a la
secuencia principal) es un proceso que depende exclusivamente de las
características fisicas de la nube de gas.
Puesto que la concentracion de la nube de gas y polvo es de origen
gravitacional, esta se manifestara mas rapidamente cuanto mayor sea su masa y
mas lentamente al esta disminuir. El tiempo empleado en este proceso de
contraccion de una nube de materia hasta formar una estrella es de 400.000
años en el caso de las mas masivas y de 500.000.000 de años en el caso de las
de masa inferior.
es decir, a mayor masa, mayor fuerza gravitatoria entre sus partes y se forma
más rápidamente.
por lo tanto, si una bien masiva tarda 400 mil años y una bien liviana tarda
500 millones de años (aceptemos estos datos como verídicos) puedo afirmar
que nuestra protoestrella de 100 millones de años es una estrella de mas bien
poca masa. por eso se demoró tanto en llegar a la secuencia principal.
Juan Diego Aguirre. (Thu, 28 Mar 2002 13:31:20 -0500). En la fase de pre-secuencia principal, es decir, en el lapso desde que una nube gigantesca de gas y polvo interestelar se aglomera, hasta el momento que se inicia su proceso de fusión nuclear en el centro de esta acreción de materia y se genera una protoestrella, existen variables que definen como será dicha estrella en cuestión. El recorrido evolutivo de una proto-estrella (antes de nacer la estrella) puesto en una grafica que relacione Luminosidad y Temperatura, genera una línea característica llamada “Vía de Hayashi”. Para una proto-estrella que tenga una vía de Hayashi de 100 millones de años, es muy claro que su masa es mayor a 0,08 la del sol, pues solamente se pueden generar estrellas con masas mayores a esta cantidad, pero debe ser mucho menor en masa que el Sol. (El Sol se demoro en la vía de Hayashi 30 millones de años, antes de iniciar su proceso de fusión de hidrogeno.)
Esta vía de Hayashi en particular para la protoestrella con 100 millones de años tiene una evolución mucho más lenta que el Sol, corresponde a una estrella de un décimo de la masa solar.
La duración pre-secuencia principal para una estrella con el décimo de la masa solar esta entre 90 a 137 millones de años.
La ubicación de esta estrella en su fase de madures, en el diagrama HR, estará ubicada en las LMS, es decir en la secuencia principal baja. – masas estelares entre 0,08 y 0,12 masas solares.
El tipo espectral de una estrella con estas características esta en K o M.
La producción de energía
para una estrella de estas características se realiza con el proceso protón-protón, en la que cuatro Hidrógenos (protones) se combinan para producir uno de Helio.
La estructura de estrellas en este rango, generan energía que es transportada inicialmente desde el núcleo por el mecanismo de radiación. Por encima de esta envoltura tienen una capa radiativa, luego tienen una capa adicional de convección que va hasta la superficie misma de la estrella, donde la densidad cae bruscamente en su fotosfera.
La temperatura superficial esta en el rango entre 2.000 y 2.800 grados (un poco menos de 3.000 grados, eso quiere decir que son de las estrellas más frías que existen - Ojo: frías con respecto a las demás estrellas, porque de todas maneras estas temperaturas derriten rocas). La temperatura en su núcleo esta entre los 5 y los 6 millones de grados. (El sol tiene 15 millones).
El color, varia dentro del campo electromagnético del visible alrededor del rojo.
Tienen un índice del color (B-V) con valores entre 1.4 y 1.9 (muy rojizas) en la Magnitud visible (Mv).
El tamaño de este tipo de estrellas tienen gran variabilidad pero se pueden calcular en 360.000 Km. (0.3 radios solares).
La duración en la secuencia principal o en otras palabras la madurez estelar de este tipo de estrellas es de 70.000 millones de años - (duran siete veces más que el sol).
Su proceso final y muerte, no tendrá que nada que ver con explosiones de nova o supernova. Después de generarse una secuencia de altibajos en su diámetro se enfriara terminando como una estrella enana, fría y sin luz, con alrededor de 10.000 kilómetros de diametro.