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Estrella de presecuencia principal

Una estrella presecuencia principal (también conocida como estrella PMS u objeto PMS ) es una estrella en la etapa en la que aún no ha alcanzado la secuencia principal . Al prin...

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Una estrella presecuencia principal (también conocida como estrella PMS u objeto PMS ) es una estrella en la etapa en la que aún no ha alcanzado la secuencia principal . Al principio de su vida, el objeto es una protoestrella que crece adquiriendo masa de su envoltura circundante de polvo y gas interestelar. Después de que la protoestrella expulsa esta envoltura, es visible ópticamente y aparece en la línea de nacimiento estelar en el diagrama de Hertzsprung-Russell . En este punto, la estrella ha adquirido casi toda su masa, pero aún no ha comenzado la fusión nuclear del hidrógeno . La estrella continúa contrayéndose, y su temperatura interna aumenta hasta que comienza la fusión nuclear del hidrógeno en la secuencia principal de edad cero . Este período de contracción es la etapa presecuencia principal. [ 1 ] [ 2 ] [ 3 ] [ 4 ]

Un objeto PMS observado puede ser una estrella T Tauri , si tiene menos de 2 masas solares ( M☉ ), o una estrella Herbig Ae/Be , si tiene entre 2 y 8 M☉ . Las estrellas más masivas pueden no tener una etapa presecuencia principal observable porque se contraen demasiado rápido como protoestrellas y están rodeadas de gas circunestelar. Para cuando se vuelven visibles, el hidrógeno en sus centros ya se está fusionando y son objetos de secuencia principal . [ 5 ] La creación de grandes telescopios refractores ha hecho posible estudiar objetos jóvenes masivos , que incluyen protoestrellas y estrellas PMS. [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ]

La fuente de energía de los objetos PMS es la contracción gravitacional y la fusión de deuterio , [ 9 ] a diferencia de la combustión de hidrógeno en las estrellas de la secuencia principal. En el diagrama de Hertzsprung-Russell , las estrellas pre-secuencia principal con más de 0,5 M☉ primero se mueven verticalmente hacia abajo a lo largo de las trayectorias de Hayashi como protoestrellas, luego hacia la izquierda y horizontalmente a lo largo de las trayectorias de Henyey hasta que finalmente se detienen en la secuencia principal . [ 10 ] [ 11 ] Las estrellas pre-secuencia principal con menos de 0,5 M☉ se contraen verticalmente a lo largo de la trayectoria de Hayashi durante toda su evolución.

Las estrellas presecuencia principal (PMS) se pueden diferenciar empíricamente de las estrellas de la secuencia principal utilizando espectros estelares para medir su gravedad superficial. Un objeto PMS tiene un radio mayor que una estrella de la secuencia principal con la misma masa estelar y, por lo tanto, tiene una gravedad superficial menor. Aunque son visibles ópticamente, los objetos PMS son raros en comparación con los de la secuencia principal , porque su contracción dura solo el 1 por ciento de la vida útil de la fusión de hidrógeno . Durante la primera parte de la etapa PMS, la mayoría de las estrellas tienen discos circunestelares , que son los lugares de formación de planetas .

Véase también

Referencias

  1. ↑ Larson, Richard B. (10 de septiembre de 2003). "La física de la formación estelar". Reports on Progress in Physics . 66 (10): 1669– 1673. arXiv : astro-ph/0306595 . Bibcode : 2003RPPh...66.1651L . doi : 10.1088/0034-4885/66/10/r03 . S2CID 18104309 . 
  2. ↑ Comins, Neil F.; Kaufmann III, William J. (2011). Descubriendo el universo . Macmillan. pág. 350. ISBN  978-1-4292-5520-2.
  3. ↑ Ward-Thompson, Derek; Whitworth, Anthony P. (2011). Introducción a la formación estelar . Cambridge University Press . pág. 119. ISBN  978-1-107-62746-8.
  4. ^ Stahler, SO; Pala, F. (2004). La Formación de las Estrellas . Weinheim: Wiley-VCH . ISBN 978-3-527-40559-6.
  5. ↑ Perryman, MAC (2009). Aplicaciones astronómicas de la astrometría: Diez años de explotación de los datos del satélite Hipparcos . Cambridge University Press. pág. 414. ISBN  978-0-521-51489-7.
  6. ↑ Kumar, MSN; Peña, C. Contreras; Lucas, PW; Thompson, MA (2016-12-05). "Estrellas jóvenes masivas altamente variables en cúmulos atlasgal" . The Astrophysical Journal . 833 (1): 24. doi : 10.3847/0004-637X/833/1/24 . ISSN 1538-4357 . 
  7. ^ Ramírez-Tannus, MC; Kaper, L.; Koter, A. de; Vagabundo, F.; Bik, A.; Ellerbroek, LE; Ochsendorf, BB; Ramírez-Agudelo, OH; Saná, H. (1 de agosto de 2017). "Estrellas masivas previas a la secuencia principal en M17". Astronomía y Astrofísica . 604 : A78. doi : 10.1051/0004-6361/201629503 . ISSN 0004-6361 . 
  8. ↑ Derkink, AR; Ramírez-Tannus, MC; Kaper, L.; Koter, A. de; Backs, F.; Poorta, J.; Gelder, ML van (2024-01-01). "Variabilidad espectroscópica de estrellas masivas de presecuencia principal en M17". Astronomy & Astrophysics . 681 : A112. doi : 10.1051/0004-6361/202347369 . ISSN 0004-6361 . 
  9. ↑ Zwintz, Konstanze; Steindl, Thomas (junio de 2022). "La secuencia preprincipal: desafíos y perspectivas para la astrosismología" . Frontiers in Astronomy and Space Sciences . 9 914738. id. 914738. arXiv : 2206.09171 . Bibcode : 2022FrASS...9.4738Z . doi : 10.3389/fspas.2022.914738 .
  10. ↑ Henyey, LG; Lelevier, Robert; Levée, RD (1955). "Las primeras fases de la evolución estelar" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 67 : 154. doi : 10.1086/126791 . ISSN 0004-6280 . 
  11. ↑ Hayashi, Chushiro; Hōshi, Rěun; Sugimoto, Daiichiro (1962). "Evolución de las estrellas" . Progress of Theoretical Physics Supplement . 22 : 165–171 . doi : 10.1143/PTPS.22.1 . ISSN 0375-9687 .