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Evolución estelar

Stellar Evolution

En el núcleo de una estrella, cuatro núcleos de hidrógeno se fusionan en uno de helio, la masa perdida sale como energía y esa energía hace brillar a la estrella. Si se colocan las estrellas en un diagrama H-R según su temperatura superficial y su luminosidad, casi todas se reúnen en la secuencia principal, que va de arriba a la izquierda hacia abajo a la derecha; cuanto más masiva es una estrella, más arriba y a la izquierda está, así que brilla más, pero gasta su combustible antes y vive menos. Una estrella que nace con menos de unas 8 veces la masa del Sol termina como enana blanca tras una fase de gigante roja, mientras que una más pesada se convierte en supergigante, estalla como supernova y deja una estrella de neutrones o un agujero negro. Al cambiar la masa de la estrella en el diagrama cambian a la vez su lugar en la secuencia principal, el camino que sigue después, su vida en la secuencia principal y su final.

La fuente de energía de las estrellas: la fusión del hidrógeno

💡 ¿Por qué brillan las estrellas?
①El núcleo del Sol está a unos 15 millones de K, con una presión cientos de miles de millones de veces mayor que la de la atmósfera terrestre
②En esas condiciones, cuatro núcleos de hidrógeno se convierten en uno de helio a través de varios pasos
③En el proceso desaparece alrededor del 0,7 % de la masa, que se transforma en energía según E = mc²
④Cada segundo el Sol convierte unos 600 millones de toneladas de hidrógeno en helio, y unos 4 millones de toneladas de esa masa salen como energía

El diagrama H-R: un mapa de las estrellas

1 M⊙
📊 Cómo leer un diagrama H-R
①El eje horizontal es la temperatura superficial, más caliente hacia la izquierda (tipos espectrales O B A F G K M en orden)
②El eje vertical es la luminosidad en escala logarítmica: cada división es 100 veces más brillante
③Cerca del 90 % de las estrellas está en la secuencia principal, de arriba a la izquierda hacia abajo a la derecha
④Arriba a la derecha están las gigantes rojas y las supergigantes, frías pero brillantes por su enorme tamaño; abajo a la izquierda, las enanas blancas, calientes pero tenues por ser diminutas

La masa decide la vida de una estrella

Relación masa-luminosidad
L ∝ M3.5
Si la masa se duplica, la luminosidad se multiplica por unos 11 (23.5 ≈ 11,3).
Vida en la secuencia principal
t ∝ ML ≈ 1M2.5
Una estrella pesada tiene más combustible, pero lo quema mucho más deprisa, así que vive menos.

Comparación

Evolución de las estrellas según su masa
AspectoMenos de unas 8 masas solaresUnas 8 masas solares o más
Vida en la secuencia principalunos 10 000 millones de años para el Solde unos millones a decenas de millones de años
Fusión en el núcleohidrógeno → helio → carbono, oxígenohidrógeno → helio → carbono → oxígeno → … → hierro
Tras la secuencia principalgigante rojasupergigante
Etapa finalnebulosa planetaria → enana blancaexplosión de supernova
Restosenana blanca (del tamaño de la Tierra)estrella de neutrones o agujero negro
📐 Por qué las estrellas pesadas mueren antes
①Cuanto mayor es la masa, más altas son la temperatura y la presión del núcleo, y la fusión avanza mucho más deprisa
②El combustible crece en proporción a la masa, pero la luminosidad crece con la masa elevada a 3,5, así que el combustible se agota antes
③Por eso la vida en la secuencia principal es, más o menos, inversamente proporcional a la masa elevada a 2,5
④Si el Sol dura unos 10 000 millones de años, una estrella de 10 masas solares dura unos 30 millones y una de media masa solar, unos 57 000 millones, más que la edad actual del universo

El final de las estrellas

💫 El final de las estrellas ligeras y pesadas
①Cuando una estrella ligera agota el hidrógeno de su núcleo, sus capas exteriores se hinchan en una gigante roja mientras el helio del núcleo se convierte en carbono y oxígeno
②Las capas exteriores se dispersan despacio como nebulosa planetaria, y el núcleo que queda se vuelve una enana blanca del tamaño de la Tierra que se va enfriando
③Una estrella pesada fabrica elementos hasta el hierro en su núcleo y luego ya no puede liberar energía, así que el núcleo colapsa en un instante y las capas exteriores estallan como supernova
④Si el núcleo restante tiene menos de unas 3 masas solares queda una estrella de neutrones; si tiene más, un agujero negro
⑤Elementos de nuestro cuerpo como el carbono, el oxígeno y el hierro se formaron hace mucho en la fusión de las estrellas y en explosiones de supernova

Ejemplos y examen

Ejemplo 1
Con la relación masa-luminosidad L ∝ M3.5, ¿cuántas veces la luminosidad del Sol tiene una estrella de la secuencia principal con el doble de masa que el Sol?
1
Como L ∝ M3.5, duplicar la masa hace la luminosidad 23.5 veces.
2
23.5 ≈ 11,3, es decir, unas 11 veces.
▸ Unas 11 veces
Basta un pequeño aumento de masa para que la luminosidad crezca mucho, y la estrella gasta su combustible igual de rápido, así que vive menos.
Ejemplo 2
¿Qué objeto queda al final de la vida de una estrella como el Sol y al final de una mucho más masiva (unas 10 veces o más)?
1
Una estrella como el Sol pasa por gigante roja, expulsa sus capas externas como nebulosa planetaria y deja solo su núcleo como enana blanca.
2
Una estrella masiva pasa por supergigante, explota como supernova y se vuelve estrella de neutrones o agujero negro según la masa del remanente.
▸ Como el Sol → enana blanca / masiva → estrella de neutrones o agujero negro
La masa decide el final de una estrella, y cuanto más pesada es, más violento es su final, como una supernova.
Problema tipo CSAT
¿Qué afirmación sobre la evolución estelar es correcta?
①En el diagrama H-R, la temperatura superficial aumenta hacia la derecha
②Una estrella de la secuencia principal más masiva es más luminosa y de vida más corta
③El Sol terminará explotando como supernova
④La fuente de energía de una estrella es la fisión que divide el helio en hidrógeno
⑤Una estrella de menor masa tiene una vida más corta en la secuencia principal
▸ ② Una estrella de la secuencia principal más masiva es más luminosa y de vida más corta
1
Más masa significa un núcleo más caliente y denso y una fusión más rápida, así que la estrella es luminosa pero quema su combustible deprisa y vive poco.
2
La temperatura aumenta hacia la izquierda (①), el Sol termina como enana blanca (③), la fuente de energía es la fusión de hidrógeno en helio (④) y las estrellas más masivas viven menos (⑤).

Resumen

Relaciones clave
L ∝ M3.5, vida ∝ 1M2.5
Cuanto más masiva es una estrella, más brillante y caliente es, más corta es su vida y más violento su final.
🎯 Puntos clave
①En el diagrama H-R, el eje horizontal es la temperatura superficial, más caliente a la izquierda, y el vertical la luminosidad, más brillante arriba
②En la secuencia principal, las estrellas más masivas están más arriba y a la izquierda (más calientes y brillantes)
③Estrellas ligeras: secuencia principal → gigante roja → nebulosa planetaria → enana blanca
④Estrellas pesadas: secuencia principal → supergigante → supernova → estrella de neutrones o agujero negro
⑤La vida en la secuencia principal es inversamente proporcional a la masa elevada a 2,5, así que las estrellas pesadas viven menos
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