Velocidad de nacimiento de una estrella

Question

Una estrella se forma cuando se acerca suficiente material. Pero, ¿a qué velocidad empieza a brillar la estrella?

¿Se calienta gradualmente (similar a un horno) brillando cada vez más?

¿O se trata más bien de una explosión (similar a la de una bomba atómica) que se produce en el momento en que se alcanza la masa crítica?

Answer 1

Suponiendo que por "brillar" se entienda simplemente "emitir luz", la respuesta es que comienza lenta y gradualmente.

Normalmente, cuando pensamos en una estrella brillando, se trata de una estrella que quema hidrógeno en el Secuencia principal donde cualquier estrella pasará la mayor parte de su vida. Pero las estrellas emiten mucha luz mucho antes de que se produzca la fusión del hidrógeno y se asienten en la secuencia principal. De hecho, la mayoría de las estrellas de menor masa son más luminosas antes de asentarse en la secuencia principal.

Cuando la materia de las estrellas se contrae, la energía potencial gravitatoria liberada por la contracción se convierte en energía térmica, calentando la materia protoestelar que comienza a brillar con un espectro del cuerpo negro correspondiente a su temperatura. Inicialmente, la intensidad máxima se alcanzará en el infrarrojo, pero a medida que la estrella se caliente, la intensidad máxima (que define el color aparente de la estrella) se desplazará hacia el óptico.

Sin embargo, no toda la materia de la nube protoestelar colapsa en la estrella. Una fracción significativa permanece en forma de una envoltura espesa, densa y opaca que rodea a la estrella y bloquea su radiación (excepto en el infrarrojo medio y lejano), hasta que la temperatura de la protoestrella alcanza un punto en el que su producción de energía dispersa la nube que la envuelve, y la estrella se hace visible como lo que se conoce como un Estrella T Tauri . Estas estrellas son muy luminosas, pero no tienen ningún proceso de fusión interna (excepto, posiblemente, la fusión de litio en las últimas etapas).

Para ver cómo se desarrollan las estrellas antes de que se produzca la fusión del hidrógeno, aquí hay un enlace a la representación en Wikipedias de las llamadas trayectorias de Hayashi y Heyney, que muestran la evolución de la luminosidad y la temperatura de los objetos estelares jóvenes (YSO):

Las pistas azules describen la evolución de estrellas de diferente masa desde que se desprenden de sus envolturas (las llamadas Línea de nacimiento (línea negra superior) hasta que se asientan en la Secuencia Principal (Edad Cero) (línea negra inferior). Los números en azul muestran la masa de la estrella rastreada en unidades de la masa del Sol. Las líneas rojas son isócronas, que muestran en qué momentos las diferentes trayectorias han alcanzado un determinado punto de desarrollo. Éstas pueden ayudarnos a ver que las estrellas más masivas, por ejemplo una estrella de 6 $M_{\odot}$ se encuentra casi al final de su evolución YSO en un momento de $10^5$ años, donde las estrellas de menor masa apenas se han desprendido aún de la envoltura que las rodea.

Es interesante ver que todas las estrellas hasta alrededor de $1.5 M_{\odot}$ son menos luminosas cuando han empezado a "brillar" (es decir, a fusionar Hidrógeno) que cuando abandonaron la Línea de Nacimiento. Para las estrellas de menor masa, la luminosidad desciende en varios órdenes de magnitud a lo largo de las pistas verticales de Hayashi. Tienen esencialmente la misma temperatura superficial y, por tanto, la misma luminosidad superficial (brillo por superficie), pero debido a la contracción tienen una superficie que disminuye significativamente.

Las estrellas de mayor masa actúan de forma opuesta: mantienen aproximadamente la misma luminosidad, pero al contraerse, ésta tendrá que escapar a través de una superficie más pequeña, lo que da lugar a una temperatura superficial significativamente mayor, que se muestra como una huella evolutiva aproximadamente horizontal en el diagrama HR. Pero incluso éstos pierden un poco de luminosidad justo antes del inicio de la combustión del hidrógeno.

Las estrellas intermedias siguen primero una trayectoria vertical Hayashi-, y después una horizontal Heyney, dependiendo el inicio de esta última de la masa de la estrella.

En la Secuencia Principal de Edad Cero, las estrellas comienzan a fusionar Hidrógeno, lo que detiene la contracción de la estrella y estabiliza el equilibrio entre la caída gravitatoria y la presión de radiación desde el interior y permite que la estrella se asiente en un estado estable en la Secuencia Principal. Pero como puede verse, la secuencia principal no significa que comience el brillo, sino que la fusión de Hidrógeno estabiliza la estrella y le proporciona combustible para que siga brillando durante miles de millones de años (en el caso de las de menor masa), aunque con una luminosidad inferior a la que podría proporcionar el calor inicial debido al colapso gravitatorio.

Answer 2

Resumen: No hay explosión en el nacimiento de una estrella. Se trata de un proceso gradual. La estrella se calienta primero a partir de la energía potencial utilizada por el colapso de la materia, y comienza a irradiar como cualquier objeto caliente. Cuando la temperatura del núcleo alcanza unos 10 millones debrees K, la fusión de fusión. La energía liberada detiene el colapso y asume el calentamiento de la estrella a una temperatura del núcleo del del mismo orden que la producida finalmente por el colapso. No hay explosión, ya que la presión de la materia circundante contiene el proceso. circundante. No se produce un aumento brusco de la temperatura ni en la superficie, ya que está amortiguado por la materia que rodea al núcleo y que no participa en la fusión salvo para proporcionar presión. El aumento de la temperatura es también un proceso continuo durante la vida de la estrella ya que los elementos más pesados producidos por la fusión aumentan la densidad y la presión en el núcleo.

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Las estrellas se forman a partir del colapso de una gran nube de polvo y gas. La energía potencial del colapso calienta la materia en colapso. A un nivel suficiente de presión (al aumentar la densidad) y temperatura, la estrella empieza a producir energía por fusión nuclear de hidrógeno. Lógicamente, debería comenzar en el centro de la estrella, donde la temperatura y la presión son máximas. De hecho, la evolución estelar se produce por fusión de la materia desde el núcleo hacia fuera, de modo que cerca del final de su vida el elementos que componen la estrella se encuentran en capas, desde los más ligeros de la capa exterior hasta los más pesados. más pesados en el núcleo.

Como la estrella se calienta antes de "encenderse", supongo que está irradiando cada vez más. No sé si eso cuenta como brillo, pero es visible. La energía radiada es proporcional a la 4ª potencia de la la temperatura (ecuación de Stefan-Boltzmann).

La fusión del hidrógeno en deuterio y luego en helio comienza cuando el temperatura del núcleo alcanza los 10 millones de grados. Pero la temperatura de la capa exterior es mucho menor.
Actualmente está alrededor de 6000K para la fotosfera solar para una temperatura central de 15 millones de grados K, con la envoltura (60% de la masa) en medio enfriándose progresivamente hacia la superficie.

La reacción de fusión tiene lugar en el núcleo caliente de la estrella, luego la energía debe viajar a través del resto de la materia de la estrella antes de brillar en el exterior. En el Sol, y supongo que en las estrellas jóvenes, el viaje hasta la superficie es primero radiativo y luego convectivo. Así que debe llevar algún tiempo. También pensaría que la materia de la envoltura tiene que ser calentar aún más antes de transmitir la energía e irradiar (aunque la sol ya estaba bastante caliente por el colapso antes de que empezara la fusión). Así que eso debe ser progresivo, pero no conozco las cifras. En lo más probable es que dependa de la masa de la estrella. Este calentamiento de la envoltura puede considerarse que toma el relevo del calentamiento del colapso, aunque probablemente sea más rápido. Dado que el núcleo estaba mucho más caliente que la superficie incluso antes de que comenzara la fusión, es probable que la convección ya estuvieran formadas para transportar el calor cuando comenzó la fusión.

Pero no creo que esto deba verse como una explosión. Está contenida por la presión, que en realidad lucha mientras la estrella viva. Así que la reacción de fusión detiene el colapso y toma el relevo del calentamiento de la estrella.

Después, la nueva estrella brilla, pero su brillo aumenta con con el tiempo. El brillo del sol aumentó un 30% desde su nacimiento 4.500 millones de años. Esto se debe a un aumento de la temperatura del núcleo que podría estar causado por un aumento de la densidad del núcleo y la presión como la proporción de helio más pesado más pesados.

Para concluir, creo que dados los mecanismos implicados en la iluminación y evolución de una estrella, ésta debe calentarse gradualmente, aunque variaciones. Sin embargo, la mayor parte de mi información la he tomado de la evolución del sol, y no tengo ni idea de si el modo de iluminación es el mismo para masas muy diferentes.

Nota: esta es una conclusión personal a partir de la información que conocí o encontré en la web. No he encontrado la respuesta directa a la pregunta en ningún documento existente.