La masa estelar es una frase que utilizan los astrónomos para describir la masa de una estrella . Por lo general, se enumera en términos de la masa del Sol como proporción de una masa solar ( M ☉ ). Por lo tanto, la estrella brillante Sirio tiene alrededor de 2,02 M ☉ . [1] La masa de una estrella variará a lo largo de su vida a medida que la masa se pierde con el viento estelar o se expulsa a través del comportamiento pulsatorio , o si se acumula masa adicional , como de una estrella compañera .
Las estrellas a veces se agrupan por masa en función de su comportamiento evolutivo a medida que se acercan al final de sus vidas de fusión nuclear.
Las estrellas de masa muy baja, con masas inferiores a 0,5 M☉ , no entran en la rama asintótica de las estrellas gigantes (AGB), sino que evolucionan directamente a enanas blancas (al menos en teoría; la vida de estas estrellas es lo suficientemente larga (más larga que la edad del universo hasta la fecha) como para que ninguna haya tenido tiempo de evolucionar hasta este punto y ser observada).
Las estrellas de baja masa, con una masa inferior a aproximadamente 1,8–2,2 M ☉ (dependiendo de la composición), ingresan al AGB, donde desarrollan un núcleo de helio degenerado.
Las estrellas de masa intermedia experimentan fusión de helio y desarrollan un núcleo degenerado de carbono y oxígeno .
Las estrellas masivas tienen una masa mínima de 5 a 10 M ☉ . Estas estrellas experimentan fusión de carbono y sus vidas terminan en una explosión de supernova por colapso del núcleo . [2] Los agujeros negros creados como resultado de un colapso estelar se denominan agujeros negros de masa estelar .
La combinación del radio y la masa de una estrella determina la gravedad superficial . Las estrellas gigantes tienen una gravedad superficial mucho menor que las estrellas de la secuencia principal , mientras que ocurre lo contrario en el caso de las estrellas degeneradas y compactas, como las enanas blancas. La gravedad superficial puede influir en la apariencia del espectro de una estrella, ya que una mayor gravedad provoca un ensanchamiento de las líneas de absorción . [3]
Una de las estrellas más masivas conocidas es Eta Carinae , [4] con 100–200 M ☉ ; su vida útil es muy corta, solo varios millones de años como máximo. Un estudio del cúmulo Arches sugiere que 150 M ☉ es el límite superior para las estrellas en la era actual del universo. [5] [6] [7] La razón de este límite no se conoce con precisión, pero se debe parcialmente a la luminosidad de Eddington , que define la cantidad máxima de luminosidad que puede atravesar la atmósfera de una estrella sin expulsar los gases al espacio. Sin embargo, se ha medido una estrella llamada R136a1 en el cúmulo estelar RMC 136a en 215 M ☉ , lo que pone en duda este límite. [8] [9] Un estudio ha determinado que las estrellas mayores de 150 M☉ en R136 se crearon a través de la colisión y fusión de estrellas masivas en sistemas binarios cercanos , lo que proporciona una forma de eludir el límite de 150 M☉ . [ 10]
Las primeras estrellas que se formaron después del Big Bang pueden haber sido más grandes, de hasta 300 M☉ o más, [11] debido a la ausencia total de elementos más pesados que el litio en su composición. Sin embargo, esta generación de estrellas supermasivas de población III se extinguió hace mucho tiempo y, por el momento, es solo una teoría.
Con una masa de solo 93 veces la de Júpiter ( M J ), o .09 M ☉ , AB Doradus C , compañera de AB Doradus A, es la estrella más pequeña conocida que experimenta fusión nuclear en su núcleo. [12] Para estrellas con metalicidad similar al Sol, la masa mínima teórica que puede tener la estrella, y aún así experimentar fusión en el núcleo, se estima en aproximadamente 75 M J . [13] [14] Sin embargo, cuando la metalicidad es muy baja, un estudio reciente de las estrellas más débiles encontró que el tamaño mínimo de la estrella parece ser de aproximadamente el 8,3% de la masa solar, o aproximadamente 87 M J . [14] [15] Los cuerpos más pequeños se denominan enanas marrones , que ocupan un área gris mal definida entre las estrellas y los gigantes gaseosos .
El Sol está perdiendo masa por la emisión de energía electromagnética y por la expulsión de materia con el viento solar . Está expulsando alrededor de(2–3) × 10 −14 M ☉ por año. [16] La tasa de pérdida de masa aumentará cuando el Sol entre en la etapa de gigante roja , subiendo a(7–9) × 10 −14 M ☉ y −1 cuando alcanza la punta de la rama gigante roja . Esto aumentará a 10−6 M ☉ y −1 en la rama gigante asintótica , antes de alcanzar un máximo a una tasa de 10 −5 a 10 −4 M ☉ y −1 a medida que el Sol genera una nebulosa planetaria . Para cuando el Sol se convierta en una enana blanca degenerada , habrá perdido el 46% de su masa inicial. [17]