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 tanto, la brillante estrella 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 es expulsada mediante un comportamiento pulsacional , o si se acumula masa adicional , como por ejemplo de una estrella compañera .
A veces, las estrellas se agrupan por masa en función de su comportamiento evolutivo a medida que se acercan al final de su vida útil de fusión nuclear.
Las estrellas de masa muy baja con masas inferiores a 0,5 M ☉ no entran en la rama gigante asintótica (AGB), sino que evolucionan directamente hacia 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 sufren fusión de helio y desarrollan un núcleo de carbono-oxígeno degenerado .
Las estrellas masivas tienen una masa mínima de 5 a 10 M ☉ . Estas estrellas sufren fusión de carbono y sus vidas terminan en una explosión de supernova que colapsa el 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 con las estrellas compactas y degeneradas, como las enanas blancas. La gravedad superficial puede influir en la apariencia del espectro de una estrella, y 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: sólo 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 en parte 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, una estrella llamada R136a1 en el cúmulo de estrellas RMC 136a ha sido medida a 215 M ☉ , lo que pone en duda este límite. [8] [9] Un estudio ha determinado que las estrellas de más de 150 M ☉ en R136 se crearon mediante la colisión y fusión de estrellas masivas en sistemas binarios cercanos , proporcionando una manera de eludir el límite de 150 M ☉ . [10]
Las primeras estrellas que se formaron después del Big Bang pudieron haber sido más grandes, 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 actualmente es sólo teórica.
Con una masa de sólo 93 veces la de Júpiter ( M J ), o 0,09 M ☉ , AB Doradus C , compañera de AB Doradus A, es la estrella más pequeña conocida que sufre fusión nuclear en su núcleo. [12] Para estrellas con metalicidad similar a la del Sol, se estima que la masa mínima teórica que la estrella puede tener, y aún experimentar fusión en el núcleo, es de aproximadamente 75 MJ . [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 aproximadamente el 8,3% de la masa solar, o aproximadamente 87 MJ . [14] [15] Los cuerpos más pequeños se denominan enanas marrones , y ocupan un área gris poco definida entre las estrellas y los gigantes gaseosos .
El Sol está perdiendo masa por la emisión de energía electromagnética y por la eyección de materia con el viento solar . esta expulsando sobre(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 llega a la punta de la rama de la gigante roja . Esto aumentará a 10−6 M ☉ y −1 en la rama gigante asintótica , antes de alcanzar un máximo a una velocidad de 10 −5 a 10 −4 M ☉ y −1 cuando 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]