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Posiblemente ya haya visto alguna vez esta secuencia de astros a escala, donde se va ascendiendo desde la Tierra a Júpiter, al Sol, después a Sirio y así sucesivamente hasta llegar a la mayor estrella que conocemos, VY Canis Majoris, sin embargo, la mayoría de las estrellas al final de esta secuencia se encuentran al final de su ciclo vital, tras haber evolucionado en la secuencia principal para convertirse en gigantes rojas.adidas neo white liteblue blue color card

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Un gráfico a escala, a efectos comparativos, nos muestra varias estrellas gigantes - tengan presente que después de la estrella Rigel (recuadro 5) todas son gigantes rojas. Cuando nuestro Sol se convierta en gigante roja tendrá el tamaño de la estrella Arturo (recuadro 4) así que quizás esta imagen instantánea en el tiempo, resulte engañosa a efectos comparativos. Fuente: Wikimedia.



Nuestro Sol se convertirá en gigante roja dentro de cinco mil millones de años - con lo que alcanzará el nuevo radio de una Unidad Astronómica - equivalente al radio medio de la órbita de la Tierra (y por lo tanto, continuará el debate entorno a si devorará o no la Tierra). En cualquier caso, el tamaño del Sol será para entonces más o menos similar al de Arturo, que aunque sea enormemente voluminoso, solo tendrá una masa de aproximadamente 1,1 masas solares. Por lo tanto, establecer el tamaño comparativo de las estrellas sin tener en consideración las diferentes etapas de su evolución estelar puede que no nos refleje una imagen completa. Otra forma de admirar la “magnitud” de las estrellas, es considerar también su masa, en cuyo caso, la estrella extremadamente masiva confirmada más fiable es NGC 3603-A1a con 116 masas solares, frente a VYCanis Majoris que tiene de promedio de 30-40 masas solares.

La estrella más masiva de todas puede que sea R136a1, cuya masa estimada es de unas 265 masas solares, aunque su valor exacto todavía es objeto de debate, ya que su masa ha sido determinada de forma indirecta. Incluso así, puede que su masa se encuentre por encima del límite estelar “teórico” de 150 masas solares. Este límite teórico está basado en el modelo matemático conocido como “Límite de Eddington”, que es el punto en el que la luminosidad de una estrella es tan alto que la presión de la radiación hacia el exterior resulta superior a su propia gravedad. En otras palabras, más allá del Límite de Edddington, una estrella dejará de acumular más masa y comenzará a expulsar grandes cantidades de ella en forma de viento estelar.

Se ha especulado que estrellas muy grandes del tipo O, podrían expulsar hasta el 50% de su masa en las primeras etapas de su ciclo vital. Así, por ejemplo, aunque se haya especulado que R136a1 posea actualmente una masa de 265 masas solares, es posible que haya llegado a tener hasta 320 masas solares cunado comenzó su vida como estrella en la Secuencia Principal.

Por lo tanto, puede que resulte más correcto considerar que el límite teórico de 150 masas solares represente un punto en la evolución de una estrella masiva donde alcance un cierto equilibrio de fuerzas. Pero esto no quiere decir que no pueda haber estrellas más masivas que 150 masas solares, sino que, solamente, irán disminuyendo siempre su masa hasta alcanzar el valor de 150 masas solares.

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La estrella Wolf-Rayet WR 124 y su viento estelar (designada en realidad como M1-67). La masa de ésta estrella se estima que puede que tenga unas módicas 20 masas solares, aunque este valor sea después de haber perdido parte de su masa inicial para terminar formando la nebulosa de su alrededor (Fuente: ESO).



Después de haberse desprendido de una parte sustancial de su masa inicial, estas estrellas masivas podrían continuar como gigantes azules sub-Eddington en el caso de que aún tuvieran hidrógeno para quemar, llegando a ser supergigantes rojas o supernovas en caso contrario.

Vink y sus colaboradores han desarrollado un modelo de los procesos que se desarrollan en las etapas iniciales de las estrellas muy masivas tipo O para demostrar que existe un cambio de vientos estelares ópticamente de poca densidad a los de alta densidad, en cuyo momento estas estrellas masivas pueden ser clasificadas como estrellas Wolf-Rayet. Los resultados de la alta densidad óptica procedentes de la expulsión del gas acumulado alrededor de la estrella en forma de vientos estelares, constituye una característica común de las estrellas Wolf-Rayet.

Estrellas menos masivas evolucionan a la etapa de supergigantes rojas a través de diferentes procesos físicos, y puesto que la expansión de la capa exterior de una gigante roja no alcanza inmediatamente la velocidad de escape, se continúa considerando parte de la fotosfera de la estrella. Existe un punto más allá del cual no deben esperarse supergigantes rojas más grandes, puesto que estrellas progenitoras más masivas seguirán un camino evolutivo diferente.

Estas estrellas más masivas pasan gran parte de su ciclo de vida expulsando masa a través de procesos más energéticos y las verdaderamente grandes se convierten en hipernovas o incluso en supernovas de inestabilidad par antes de acercarse a la fase de supergigante roja.

Así pues, parece una vez más que quizás el tamaño no lo sea todo.

Más información en: Vink et al Wind Models for Very Massive Stars in the Local Universe.

N del T: Las estrellas Wolf-Rayet (abreviadas frecuentemente como WR) son estrellas masivas, cálidas y evolucionadas casi al final de su ciclo. Poseen una intensa pérdida de material asociada a fuertes vientos estelares

Fuente: Universe Today

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