Pérdida de masa estelar

El viento solar es una corriente de plasma liberada desde la atmósfera superior del Sol . Las altas temperaturas de la corona permiten que las partículas cargadas y otros núcleos atómicos adquieran la energía necesaria para escapar de la gravedad del Sol . El Sol pierde masa debido al viento solar a un ritmo muy pequeño.(2–3) × 10 ⁻¹⁴ masas solares por año. ^{[ 2 ]}

El viento solar transporta cantidades ínfimas de núcleos de elementos pesados ​​fusionados en el núcleo del Sol, revelando el funcionamiento interno del Sol y, además, proporcionando información sobre el campo magnético solar. ^{[ 3 ]} En 2021, la sonda solar Parker midió la velocidad del sonido y las propiedades magnéticas del entorno de plasma del viento solar. ^{[ 4 ]}

A menudo, cuando una estrella es miembro de un par de estrellas binarias en órbita cercana , la atracción de marea de los gases cerca del centro de masa es suficiente para atraer gas de una estrella hacia su compañera. Este efecto es especialmente prominente cuando la compañera es una enana blanca , una estrella de neutrones o un agujero negro . La pérdida de masa en sistemas binarios tiene resultados particularmente interesantes. Si la estrella secundaria en el sistema desborda su lóbulo de Roche , pierde masa hacia la primaria, alterando en gran medida su evolución. Si la estrella primaria es una enana blanca, el sistema se desarrolla rápidamente en una supernova de tipo Ia . ^{[ 5 ]} Otro escenario alternativo para el mismo sistema es la formación de una variable cataclísmica o una 'nova'. Si la estrella de acreción es una estrella de neutrones o un agujero negro , el sistema resultante es una binaria de rayos X.

Un estudio de 2012 reveló que más del 70 % de todas las estrellas masivas intercambian masa con una compañera, lo que da lugar a una fusión binaria en un tercio de los casos. ^{[ 6 ]} Dado que la trayectoria evolutiva de estas estrellas se ve muy alterada por la pérdida de masa hacia la compañera, los modelos de evolución estelar se centran en replicar estas observaciones. ^{[ 7 ] [ 8 ]}

Ciertas clases de estrellas, especialmente las estrellas Wolf-Rayet, son suficientemente masivas y, a medida que evolucionan, su radio aumenta. Esto provoca que su control sobre las capas superiores se debilite, permitiendo que pequeñas perturbaciones expulsen grandes cantidades de las capas exteriores al espacio. Eventos como las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal son meros picos en la escala de pérdida de masa para estrellas de baja masa (como el Sol). Sin embargo, estos mismos eventos causan la eyección catastrófica de material estelar al espacio para estrellas masivas como las Wolf-Rayet. ^{[ 9 ]}

Estas estrellas son extremadamente generosas y pasan gran parte de su vida donando masa al medio interestelar circundante. A medida que pierden sus envolturas de hidrógeno , continúan siendo buenas samaritanas, cediendo elementos más pesados ​​como helio , carbono , nitrógeno y oxígeno , y algunas de las estrellas más masivas incluso emiten elementos más pesados, hasta aluminio. ^{[ 10 ]}

Las estrellas que han entrado en la fase de gigante roja son conocidas por su rápida pérdida de masa. Como se mencionó anteriormente, la atracción gravitatoria sobre las capas superiores se debilita y estas pueden desprenderse al espacio debido a eventos violentos, como el inicio de un destello de helio en el núcleo. La etapa final de la vida de una gigante roja también resultará en una prodigiosa pérdida de masa, ya que la estrella pierde sus capas exteriores para formar una nebulosa planetaria .

Las estructuras de estas nebulosas proporcionan información sobre la historia de la pérdida de masa de la estrella. Las sobredensidades y las subdensidades revelan los períodos en los que la estrella perdía masa activamente, mientras que la distribución de estos cúmulos en el espacio sugiere la causa física de la pérdida. Las capas esféricas uniformes en la nebulosa apuntan a vientos estelares simétricos, mientras que la asimetría y la falta de una estructura uniforme indican eyecciones de masa y llamaradas estelares como la causa. ^{[ 11 ] [ 12 ]}

Este fenómeno adquiere una nueva dimensión al observar las estrellas AGB . Las estrellas que se encuentran en la rama asintótica de gigantes del diagrama de Hertzsprung-Russell son las más propensas a perder masa en las últimas etapas de su evolución, en comparación con otras. Esta fase es cuando una estrella individual pierde la mayor cantidad de masa antes de explotar en una supernova.