seegongsik

Propiedades de las estrellas

Stellar Properties

Las estrellas del cielo nocturno tienen colores y brillos distintos, y el color de una estrella permite estimar su temperatura superficial: las azules son calientes y las rojas, comparativamente frías. Si se colocan las estrellas en un diagrama H-R, con la temperatura superficial en horizontal y la luminosidad en vertical, la mayoría cae en la secuencia principal, que va de arriba a la izquierda a abajo a la derecha, mientras que gigantes, supergigantes y enanas blancas ocupan otros lugares. La luminosidad depende del radio y de la temperatura superficial según L = 4πR²σT⁴, así que, a igual temperatura, una estrella mucho mayor brilla muchísimo más, y una estrella caliente puede ser débil si es pequeña. En el diagrama, al cambiar el grupo de estrellas se ve dónde está ese grupo en el diagrama H-R y, comparando con las líneas discontinuas de igual radio, qué tamaño tienen sus estrellas.

¿Son iguales todas las estrellas?

⭐ En qué se diferencian las estrellas
①Las estrellas del cielo nocturno se diferencian en tamaño, temperatura superficial y brillo
②Las estrellas más calientes emiten más luz de longitud de onda corta y se ven azules, y las más frías se ven rojas
③Si se representa la temperatura superficial de cada estrella frente a su luminosidad, las estrellas se agrupan en unos pocos conjuntos; esa gráfica es el diagrama H-R

El diagrama H-R (Hertzsprung-Russell)

Secuencia principal
💡 Qué mirar en el diagrama
①Las estrellas de la secuencia principal forman una banda que va de arriba a la izquierda (calientes y brillantes) a abajo a la derecha (frías y débiles), y a ella pertenece cerca del 90 % de las estrellas
②Las gigantes y supergigantes están arriba a la derecha: son frías pero muy brillantes porque su radio es de decenas a mil veces el del Sol
③Las enanas blancas están abajo a la izquierda: son calientes pero débiles porque tienen más o menos el tamaño de la Tierra
④Las líneas discontinuas unen estrellas de igual radio, y el radio crece hacia arriba a la derecha

Propiedades físicas de las estrellas

Ley de Stefan-Boltzmann
L = 4πR²σT⁴
La luminosidad (L) es proporcional al cuadrado del radio y a la cuarta potencia de la temperatura superficial. Si la temperatura se duplica, la luminosidad se multiplica por 16.
Ley de desplazamiento de Wien
λmax = b / T
La longitud de onda a la que una estrella emite con más intensidad es inversamente proporcional a su temperatura superficial (b ≈ 2,9 × 10⁻³ m·K). El Sol tiene su máximo hacia los 500 nm.
🔬 Color y temperatura superficial
①Estrellas azules: unos 30 000 K o más (tipo O) y de 10 000 a 30 000 K (tipo B)
②Estrellas blancas: unos 10 000 K (tipo A, Sirio A)
③Estrellas amarillas: unos 6000 K (tipo G, el Sol)
④Estrellas anaranjadas: de unos 4000 a 5000 K (tipo K, Aldebarán)
⑤Estrellas rojas: unos 3500 K o menos (tipo M, Betelgeuse, Próxima Centauri)

El brillo de las estrellas

Magnitud aparente y magnitud absoluta
m − M = 5 log(d/10)
m es la magnitud aparente, M la magnitud absoluta y d la distancia en pársecs; cuanto menor es la magnitud, más brillante es la estrella.
📏 Qué significan las magnitudes
①La magnitud aparente (m) es lo brillante que se ve una estrella desde la Tierra, así que depende de la distancia
②La magnitud absoluta (M) es lo brillante que se vería desde 10 pc, así que permite comparar cuánta luz emiten de verdad las estrellas
③Una diferencia de 1 magnitud supone unas 2,5 veces en brillo, y una de 5, exactamente 100 veces
④Cuanto mayor es m − M, más lejos está la estrella

Ejemplos y examen

Ejemplo 1
Dos estrellas se diferencian en 5 magnitudes. ¿Cuántas veces más brillante es la más brillante?
1
Cada magnitud que se baja hace la estrella unas 2,5 veces más brillante.
2
Una diferencia de 5 magnitudes se define como exactamente 100 veces en brillo (unas 2,5⁵ ≈ 100).
▸ 100 veces
Cuanto menor es la magnitud, más brillante es la estrella. Cada 5 magnitudes el brillo cambia exactamente en un factor 100.
Ejemplo 2
Una estrella tiene la misma temperatura superficial que el Sol y un radio 100 veces mayor. ¿Cuántas veces la luminosidad del Sol tiene, aproximadamente? (L = 4πR²σT⁴)
1
A igual temperatura, la ley de Stefan-Boltzmann hace la luminosidad proporcional al cuadrado del radio (L ∝ R²).
2
Con un radio 100 veces mayor, la luminosidad es 100² = 10 000 veces.
▸ unas 10 000 veces
En el diagrama, la línea discontinua de 100 R⊙ cruza la temperatura del Sol (unos 5800 K) justo a una luminosidad de 10⁴. Por eso las gigantes rojas brillan tanto aunque sean frías.
Problema tipo CSAT
¿Qué afirmación sobre el diagrama H-R y las propiedades físicas de las estrellas es correcta?
①En el diagrama H-R, la temperatura superficial baja hacia la izquierda
②Las estrellas de la secuencia principal se reparten de arriba a la izquierda a abajo a la derecha del diagrama H-R
③Las gigantes rojas tienen temperatura superficial alta y radio pequeño
④La magnitud absoluta es el brillo de una estrella a su distancia real
⑤Cuanto mayor es el número de magnitud, más brillante es la estrella
▸ ② Las estrellas de la secuencia principal se reparten de arriba a la izquierda a abajo a la derecha del diagrama H-R
1
Las estrellas de la secuencia principal fusionan hidrógeno en su núcleo y, en el diagrama H-R, forman una banda desde arriba a la izquierda, calientes y brillantes, hasta abajo a la derecha, frías y débiles.
2
La temperatura es más alta a la izquierda (①), las gigantes rojas son frías y de radio grande (③), la magnitud absoluta es el brillo a 10 pc (④) y las magnitudes menores son más brillantes (⑤).

Resumen

Las propiedades de las estrellas en breve
L = 4πR²σT⁴ / diagrama H-R: horizontal = temperatura superficial (más alta a la izquierda), vertical = luminosidad
La luminosidad de una estrella depende de su radio y de su temperatura superficial, y el diagrama H-R muestra los grupos de estrellas y sus etapas de evolución.
🎯 Puntos clave
①En el diagrama H-R, el eje horizontal es la temperatura superficial (más alta a la izquierda) y el vertical, la luminosidad
②La secuencia principal va de arriba a la izquierda a abajo a la derecha, y a ella pertenece cerca del 90 % de las estrellas
③Como L = 4πR²σT⁴, a igual temperatura, más radio significa más brillo
④Las gigantes son brillantes aunque sean frías porque son grandes, y las enanas blancas son débiles aunque sean calientes porque son pequeñas
⑤Una magnitud de diferencia son unas 2,5 veces en brillo, y cinco, 100 veces
← Anterior
Cambio climático
Siguiente →
Exoplanetas y galaxias

Última actualización

¿Te fue útil? Apoyar seegongsik