Por Encke
En el anterior artículo vimos que era básicamente una estrella y como se origina partiendo de una nube de gas, principalmente hidrogeno, que se contrae calentándose hasta iniciarse las reacciones termonucleares.
La región central opaca y densa de esa nube que se contrae se conoce como una protoestrella, su masa aumenta conforme más materia cae de la zona exterior y su radio continua disminuyendo porque su presión no es suficiente para soportar el empuje de la gravedad. Llegados a este punto, comienza a distinguirse claramente un superficie delimitadora de la protoestrella, su fotosfera.
La protoestrella sigue contrayéndose y disminuyendo de tamaño, aumentando su densidad y su temperatura en el centro y en la fotosfera. Las propiedades físicas de una estrella se representan en un diagrama denominado H-R (Hertzsprung – Russell, en honor a los astrónomos que lo idearon). Consiste en representarlas mediante su luminosidad y la temperatura de su superficie. Así de esta manera las estrellas se clasifican mediante su tipo espectral: O, B, A, F, G, K, M... desde las más calientes hasta las más frías. Nuestro Sol es un tipo G o enana amarilla.
La luminosidad de la protoestrella puede ser del orden de varios miles de veces la luminosidad solar, porque aunque su temperatura superficial sea pequeña, del orden de la mitad de la solar, su tamaño es mucho mayor, unas cien veces el solar. Esta luminosidad se debe a la energía gravitacional cedida en la contracción, ya que aún no han comenzado las reacciones termonucleares en su interior.
La protoestrella aparecerá en el diagrama H-R por la derecha (por el lado rojo o frío), como continua contrayéndose se mueve en este diagrama hacia abajo (hacia luminosidades menores) y ligeramente hacia la izquierda (hacia temperaturas mayores). Este camino recorrido en el diagrama H-R (traza evolutiva) se denomina la traza de Hayashi. Es la traza que roja que vemos en la figura.
Las protoestrellas en esta fase muestran una violenta actividad superficial, como intensos vientos protoestelares mucho más densos que el viento solar. Las estrellas de tipo “T Tauri” se encuentran en esta fase y son su evidencia observacional, realmente son protoestrellas en la traza de Hayashi. En definitiva son “fetos” de estrellas.
Al final de la traza de Hayashi la protoestrella tiene aproximadamente 1 masa solar, un radio de aproximadamente un millón de km y la contracción ha aumentado la temperatura hasta unos 10 millones de grados, suficiente para iniciar las reacciones termonucleares. En el centro de la estrella los núcleos de hidrógeno empiezan a fusionarse para dar núcleos de helio, y es entonces cuando la estrella ha nacido. Durante aproximadamente los 30 millones de años siguientes la estrella se contrae un poco más aumentando su densidad central y su temperatura alcanza los 15 millones de grados mientras que en la superficie es de unos 6000 grados.
Finalmente la estrella alcanza la “secuencia principal” (su vida de estrella como tal) en la posición en que se encuentra el Sol. En la figura, la secuencia principal viene representada por la línea verde. La presión contrarresta a la gravedad alcanzándose el equilibrio hidrostático que mantiene a la estrella y la energía nuclear generada en el núcleo es la emitida por la superficie de la estrella.
Toda esta fase evolutiva anterior a la secuencia principal tiene una duración de 40 a 50 millones de años, que aunque es mucho tiempo es menos del 1% de la vida del Sol en la secuencia principal que dura del orden de 10 mil millones de años.
Los fragmentos más masivos dentro de la nube interestelar tienden a producir protoestrellas más masivas y en consecuencia estrellas más masivas. El comportamiento de estos fragmentos masivos es similar al descrito anteriormente pero las densidades, radios y temperaturas alcanzados son diferentes, así como la traza evolutiva seguida, que en algunos casos difiere considerablemente.
Los fragmentos de la nube que formaran estrellas masivas se acercan a la secuencia principal a lo largo de trazas más altas en el diagrama H-R, es decir con luminosidades y temperaturas mayores.
El tiempo requerido para que una nube interestelar llegue ser una estrella de la secuencia principal depende de su masa. Los grandes fragmentos de nube se contraen en estrellas en sólo un millón de años. El caso opuesto son los objetos con masa menor que el Sol, aquellos fragmentos de nube que darán lugar a las estrellas poco masivas que son más pequeñas y más frías que el Sol. Una estrella típica de tipo espectral M tarda mil millones de años en su fase “presecuencia principal”, unas 20 veces más que el Sol.
Es importante recalcar que una vez una estrella está dentro de su secuencia principal, ya no evoluciona a lo largo de ella, sino que permanecerá inmóvil en el tipo espectral que le corresponde, hasta el fin de sus días. Las poco masivas estarán en la parte baja de la secuencia principal y las muy masivas en la parte alta.
También es interesante recordar que muchos fragmentos del gas que se colapsa no llegan a formar nunca una estrella, porque son demasiado pequeños para que se alcancen reacciones termonucleares en su interior. Un ejemplo lo tenemos en los planetas gigantes gaseosos como Júpiter.
Júpiter se contrajo por su propia gravedad y de hecho emite más energía de la que recibe, esa energía es debida al remanente de su colapso gravitacional. Sin embargo este colapso no continuó y las reacciones termonucleares nunca sucedieron. Júpiter nunca evoluciono más allá del estado de protoestrella. Las cosas hubiesen sido muy diferentes si lo hubiese conseguido y hoy tendríamos un sistema de dos soles. A estos “abortos” estelares como Júpiter, se les denomina enanas marrones.
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