Diagrama Hertzsprung–Russell y evolución estelar
Mirá el cielo desde la Rambla una noche despejada: hay estrellas azuladas, blancas, amarillas y anaranjadas, como Antares, que se ve rojiza. Parece un desorden, pero si ponemos cada estrella en un gráfico según su temperatura y su luminosidad, aparece un orden sorprendente. ¿Qué nos cuenta ese orden sobre cómo nacen, viven y mueren las estrellas? Eso vamos a descubrir.
Qué es el diagrama H-R
A principios del siglo XX, Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell hicieron, por separado, un gráfico con dos datos de muchas estrellas: cuánto brillan realmente (luminosidad) y qué tan calientes son en su superficie (temperatura, que está ligada al color y al tipo espectral).
Hay una rareza: la temperatura crece hacia la izquierda. Las estrellas azules y calientes (tipo O, B) quedan a la izquierda; las rojas y frías (tipo M), a la derecha. Es una convención histórica.
La mayoría de las estrellas (el 90 % aproximadamente) está en una franja diagonal que va de arriba a la izquierda hasta abajo a la derecha: la secuencia principal. El Sol está ahí, en el medio.
El diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R) relaciona dos propiedades de las estrellas. Indicá cuáles son las dos magnitudes que se representan en sus ejes y mencioná en…
El diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R) relaciona dos propiedades de las estrellas. Indicá cuáles son las dos magnitudes que se representan en sus ejes y mencioná en qué zona del diagrama se ubica la mayoría de las estrellas.
Las regiones del diagrama
La posición de una estrella depende de dos cosas: su temperatura y su tamaño. La luminosidad total es la energía que emite toda su superficie: una estrella más caliente emite más por cada metro cuadrado, y una más grande tiene más superficie.
| Región | Temperatura | Luminosidad | Tamaño |
|---|---|---|---|
| Secuencia principal | de fría a muy caliente | de baja a muy alta | desde menores que el Sol hasta mucho mayores |
| Gigantes (rojas) | fría (~4.000 K) | alta (100 a 1.000 $L_\odot$) | decenas de veces el radio del Sol |
| Supergigantes | de fría a caliente | muy alta (hasta más de 100.000 $L_\odot$) | cientos de veces el radio del Sol |
| Enanas blancas | caliente | muy baja | similar a la Tierra |
Una gigante roja es fría pero muy luminosa: ¡porque es enorme! Una superficie gigantesca compensa la baja temperatura. Una enana blanca es al revés: caliente, pero tan chiquita que emite poca luz total.
Ubicá en el diagrama H-R, de manera cualitativa, a estas tres estrellas: una gigante roja, una enana blanca y el Sol. Para cada una, indicá si está arriba o abajo y si…
Ubicá en el diagrama H-R, de manera cualitativa, a estas tres estrellas: una gigante roja, una enana blanca y el Sol. Para cada una, indicá si está arriba o abajo y si está a la izquierda o a la derecha en el diagrama (considerá que la temperatura crece hacia la izquierda).
Camila observa en un diagrama H-R una estrella ubicada en la parte superior derecha: es fría y muy luminosa. a) ¿Qué tipo de estrella es? b) Explicá por qué, siendo…
Camila observa en un diagrama H-R una estrella ubicada en la parte superior derecha: es fría y muy luminosa.
- a) ¿Qué tipo de estrella es?
- b) Explicá por qué, siendo fría, puede ser tan luminosa.
- c) ¿Qué indica ese tamaño sobre la etapa de su evolución?
Tres estrellas tienen las siguientes características: | Estrella | Temperatura | Luminosidad respecto del Sol | |---|---|---| | P | $25.000$ K | $10.000$ | | Q | $5.800$…
Tres estrellas tienen las siguientes características:
| Estrella | Temperatura | Luminosidad respecto del Sol |
|---|---|---|
| P | $25.000$ K | $10.000$ |
| Q | $5.800$ K | $1$ |
| R | $10.000$ K | $0{,}01$ |
Ubicá cada una en una región del diagrama H-R (secuencia principal, gigantes, supergigantes o enanas blancas) y justificá tu respuesta con los datos de la tabla.
Nacimiento: de la nebulosa a la secuencia principal
Las estrellas se forman en nebulosas: enormes nubes de gas (sobre todo hidrógeno) y polvo. Una zona más densa se contrae por su propia gravedad y se calienta. Así aparece una protoestrella. Cuando el núcleo llega a unos 10 millones de kelvin, comienza la fusión del hidrógeno en helio y la estrella entra en la secuencia principal.
Orden de las primeras etapas: nebulosa → protoestrella → secuencia principal.
En la secuencia principal la estrella pasa la mayor parte de su vida (para el Sol, unos 10.000 millones de años). Está en equilibrio: la gravedad la empuja hacia adentro y la presión de la fusión hacia afuera.
La masa manda
La masa decide dónde cae una estrella en la secuencia principal y cuánto vive:
-
Más masa → más caliente y mucho más luminosa (arriba a la izquierda).
-
Menos masa → más fría y poco luminosa (abajo a la derecha).
Pero ojo: una estrella masiva tiene más combustible, aunque lo gasta muchísimo más rápido porque brilla muchísimo más. Resultado: las masivas viven poco (millones de años) y las pequeñas, muchísimo (más que la edad actual del Universo).
Las estrellas nacen en grandes nubes de gas y polvo. Nombrá el tipo de objeto en el que se forman y escribí, en orden, las dos primeras etapas de la vida de una estrella…
Las estrellas nacen en grandes nubes de gas y polvo. Nombrá el tipo de objeto en el que se forman y escribí, en orden, las dos primeras etapas de la vida de una estrella de masa parecida a la del Sol, a partir de esa nube.
Bruno afirma: «Las estrellas más masivas de la secuencia principal viven más tiempo porque tienen más combustible». Analizá esa afirmación. a) Explicá qué relación hay…
Bruno afirma: «Las estrellas más masivas de la secuencia principal viven más tiempo porque tienen más combustible». Analizá esa afirmación.
- a) Explicá qué relación hay entre la masa de una estrella y su luminosidad en la secuencia principal.
- b) Explicá cómo influye esa relación en la rapidez con que consume su combustible.
- c) Concluí si la afirmación es correcta y cómo se vería esto en un cúmulo estelar de edad avanzada.
La vida de una estrella como el Sol
Cuando el hidrógeno del núcleo se agota, cambia todo. Seguimos el camino del Sol en el diagrama:
-
Secuencia principal. Fusiona hidrógeno en el núcleo.
-
Gigante roja. El núcleo, sin hidrógeno, se contrae y se calienta; la fusión pasa a una capa alrededor. Las capas externas se hinchan y se enfrían: la estrella se mueve hacia arriba y a la derecha (más luminosa, más fría). En el núcleo se fusiona helio en carbono.
-
Nebulosa planetaria. Las capas externas se desprenden y forman una envoltura brillante de gas (el nombre es histórico: no tiene que ver con planetas).
-
Enana blanca. Queda el núcleo caliente y compacto, del tamaño de la Tierra. Ya no fusiona: se enfría lentamente. En el diagrama está abajo a la izquierda.
Seguí el recorrido en el diagrama H-R del Sol desde que se encuentra en la secuencia principal hasta su estado final. Describí, en orden, las etapas por las que pasa,…
Seguí el recorrido en el diagrama H-R del Sol desde que se encuentra en la secuencia principal hasta su estado final. Describí, en orden, las etapas por las que pasa, hacia qué zona del diagrama se desplaza en cada una (más luminosa o menos, más fría o más caliente) y qué ocurre con su núcleo y con sus capas externas al final. Terminá comparando ese destino con el de una estrella mucho más masiva.
Estrellas masivas: supernovas y estados finales
Las estrellas de mucha masa (varias veces la del Sol) pasan a supergigantes y fusionan elementos cada vez más pesados en su núcleo, hasta llegar al hierro. El hierro no libera energía al fusionarse, así que el núcleo colapsa y la estrella explota como supernova.
Según la masa del núcleo que queda:
| Masa inicial | Estado final |
|---|---|
| Parecida al Sol (hasta unas 8 veces) | enana blanca (tras la nebulosa planetaria) |
| Mucho mayor | estrella de neutrones o, si es aún más masiva, agujero negro |
Las supernovas, y otros procesos tardíos, dispersan en el espacio los elementos pesados (carbono, oxígeno, hierro…) fabricados en las estrellas. Con ese material se forman nuevas nebulosas, estrellas y planetas: el hierro de la sangre y el calcio de los huesos se formaron en estrellas.
Una estrella de masa parecida a la del Sol y otra de masa mucho mayor terminan sus vidas de manera distinta. Describí el estado final más probable de cada una y mencioná…
Una estrella de masa parecida a la del Sol y otra de masa mucho mayor terminan sus vidas de manera distinta. Describí el estado final más probable de cada una y mencioná un fenómeno que ocurra en el camino hacia ese estado en el caso de la estrella masiva.
Volvé al principio: el desorden de colores del cielo es en realidad un orden. Color y brillo dependen de la masa y de la etapa de vida: Antares, rojiza y brillante, es una supergigante en una etapa avanzada.