Ciclo de vida de las estrellas y el diagrama de Hertzsprung-Russell
Mira el cielo una noche despejada en las afueras de Houston: algunas estrellas son azuladas y otras rojizas. Unas son enormes y otras diminutas, y todas tienen una edad y un destino distintos. ¿Cómo nace una estrella, por qué su masa decide cómo muere y cómo se ordenan todas en un solo diagrama? Lo vas a descubrir aquí.
De la nebulosa a la secuencia principal
Una estrella nace dentro de una nebulosa: una enorme nube de gas (sobre todo hidrógeno) y polvo. La gravedad atrae el material hacia las zonas más densas. Al juntarse, la nube se calienta y forma una protoestrella.
Cuando el núcleo de la protoestrella llega a unos 10 millones de kelvin, los átomos de hidrógeno chocan con tanta fuerza que se unen. Este proceso se llama fusión nuclear: cuatro núcleos de hidrógeno se fusionan en uno de helio y liberan una enorme cantidad de energía. En ese momento la estrella se "enciende".
Mientras la estrella fusiona hidrógeno en su núcleo, está en la secuencia principal, la etapa más larga de su vida. Nuestro Sol está en ella desde hace unos 4,600 millones de años. La presión de la fusión empuja hacia afuera y la gravedad empuja hacia adentro: se equilibran y la estrella se mantiene estable.
Una estrella comienza su vida dentro de una enorme nube de gas y polvo llamada nebulosa. La gravedad junta el material hasta que se forma una protoestrella. Nombra el…
Una estrella comienza su vida dentro de una enorme nube de gas y polvo llamada nebulosa. La gravedad junta el material hasta que se forma una protoestrella. Nombra el proceso que finalmente hace que una estrella se "encienda" y empiece a brillar, y nombra el elemento que se fusiona principalmente en una estrella de la secuencia principal como el Sol.
La masa decide el destino
La masa inicial de una estrella determina casi todo: su temperatura, su brillo, cuánto vive y cómo termina.
Una paradoja: las estrellas más masivas tienen más combustible, pero viven menos. Su núcleo es tan caliente y está tan comprimido que fusionan hidrógeno a un ritmo enorme.
| Masa (Sol = 1) | Temperatura superficial | Brillo | Duración aproximada en la secuencia principal |
|---|---|---|---|
| 0.5 | Más fría (rojiza) | Muy débil | Decenas de miles de millones de años |
| 1 (el Sol) | Media (amarilla) | Media | Unos 10,000 millones de años |
| 20 | Muy caliente (azul) | Muy brillante | Unos pocos millones de años |
Emma estudia dos estrellas de la secuencia principal. La estrella A tiene una masa unas 20 veces la masa del Sol. La estrella B tiene una masa de aproximadamente la…
Emma estudia dos estrellas de la secuencia principal. La estrella A tiene una masa unas 20 veces la masa del Sol. La estrella B tiene una masa de aproximadamente la mitad de la del Sol. Compara las temperaturas superficiales, el brillo y la duración esperada de ambas estrellas en la secuencia principal. Luego explica por qué la estrella más masiva dura menos aunque tenga más combustible.
Finales de una estrella
Cuando se acaba el hidrógeno del núcleo, la fusión se detiene ahí y la gravedad vuelve a ganar. Lo que sigue depende de la masa.
Estrella de masa baja o media (como el Sol):
nebulosa → protoestrella → secuencia principal → gigante roja → nebulosa planetaria → enana blanca.
El Sol se hinchará hasta ser una gigante roja, expulsará sus capas externas (nebulosa planetaria) y quedará un núcleo pequeño y caliente: una enana blanca. No explotará.
Estrella muy masiva (más de unas 8 masas solares):
nebulosa → protoestrella → secuencia principal → supergigante → supernova → estrella de neutrones o agujero negro.
Una supernova es una explosión gigantesca. Si el núcleo que queda es muy masivo, se forma un agujero negro; si no, una estrella de neutrones.
Ordena estas etapas de una estrella de masa baja como el Sol, de la más temprana a la más tardía: enana blanca, estrella de la secuencia principal, nebulosa, gigante…
Ordena estas etapas de una estrella de masa baja como el Sol, de la más temprana a la más tardía: enana blanca, estrella de la secuencia principal, nebulosa, gigante roja, nebulosa planetaria, protoestrella.
Mateo dice: "Cuando el Sol se quede sin hidrógeno en su núcleo, explotará como supernova". Evalúa su afirmación. Indica qué ocurrirá realmente con el Sol y nombra la…
Mateo dice: "Cuando el Sol se quede sin hidrógeno en su núcleo, explotará como supernova". Evalúa su afirmación. Indica qué ocurrirá realmente con el Sol y nombra la condición de masa que debe cumplir una estrella para terminar su vida como supernova.
Dos estrellas se formaron al mismo tiempo en la misma nebulosa. La estrella P tiene una masa unas 15 veces la masa del Sol. La estrella Q tiene la misma masa que el Sol.…
Dos estrellas se formaron al mismo tiempo en la misma nebulosa. La estrella P tiene una masa unas 15 veces la masa del Sol. La estrella Q tiene la misma masa que el Sol. Describe el ciclo de vida completo de cada estrella, desde la nebulosa hasta su etapa final. Compara sus trayectorias en un diagrama H-R y explica por qué el producto final del Sol es muy distinto del producto final de la estrella P. Usa los términos gravedad, fusión y núcleo en tu respuesta.
El diagrama de Hertzsprung-Russell
Los astrónomos Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell descubrieron que, al graficar las estrellas, no se reparten al azar. El diagrama H-R muestra:
-
Eje horizontal: temperatura superficial (en kelvin). Ojo: aumenta hacia la izquierda.
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Eje vertical: luminosidad, es decir, cuánta energía emite comparada con el Sol (Sol = 1).
Regiones:
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Secuencia principal: diagonal desde arriba a la izquierda (calientes, brillantes) hasta abajo a la derecha (frías, tenues). Aquí vive el Sol y el 90 % de las estrellas.
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Gigantes y supergigantes: arriba a la derecha. Son frías (rojizas) pero muy luminosas porque son enormes.
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Enanas blancas: abajo a la izquierda. Calientes pero pequeñas, así que poco luminosas.
El diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R) representa las estrellas usando dos propiedades. Nombra las dos propiedades que suelen mostrarse en sus ejes e indica qué región…
El diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R) representa las estrellas usando dos propiedades. Nombra las dos propiedades que suelen mostrarse en sus ejes e indica qué región del diagrama contiene a la mayoría de las estrellas, incluido nuestro Sol.
La tabla da datos de cuatro estrellas. | Estrella | Temperatura superficial (K) | Luminosidad (Sol = 1) | |---|---|---| | W | 25,000 | 10,000 | | X | 5,800 | 1 | | Y |…
La tabla da datos de cuatro estrellas.
| Estrella | Temperatura superficial (K) | Luminosidad (Sol = 1) |
|---|---|---|
| W | 25,000 | 10,000 |
| X | 5,800 | 1 |
| Y | 3,200 | 0.001 |
| Z | 3,400 | 50,000 |
Usando lo que sabes del diagrama H-R, clasifica cada estrella como de la secuencia principal, gigante o supergigante, o enana blanca. Explica tu razonamiento para Y y Z.
Un estudiante ve dos estrellas en el cielo nocturno. La estrella R tiene una luminosidad de unas 100,000 veces la del Sol y una temperatura superficial de unos 3,500 K.…
Un estudiante ve dos estrellas en el cielo nocturno. La estrella R tiene una luminosidad de unas 100,000 veces la del Sol y una temperatura superficial de unos 3,500 K. La estrella S tiene una luminosidad de unas 0.0001 veces la del Sol y una temperatura superficial de unos 12,000 K.
- a) Ubica cada estrella en una región del diagrama H-R y nombra su tipo.
- b) Explica cómo la estrella R puede ser mucho más brillante que la S aunque sea más fría.
- c) Describe en qué es probable que se convierta cada estrella, o en qué ya se convirtió, dentro de su ciclo de vida.
Vuelve al principio: una estrella nace en una nebulosa, y su masa decide su color, su brillo, su duración y su final. El diagrama H-R ordena a todas con solo dos datos.