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2°-3° Bachillerato (16-18 años)

Evolución estelar

Stellar Evolution

En el núcleo estelar cuatro núcleos de hidrógeno fusionan en uno de helio, y una fracción de la masa se convierte en la energía que hace brillar a la estrella. En el diagrama H-R la mayoría está en la secuencia principal; a mayor masa, más brillo pero menor vida. Las de tipo solar y las masivas siguen trayectorias y finales distintos (enana blanca, estrella de neutrones o agujero negro, entre otros). Aquí puedes mover el deslizador de masa estelar y ver cómo divergen las trayectorias evolutivas en el H-R.

La fuente de energía estelar — la fusión
💡 ¿Por qué brillan las estrellas?
①El núcleo de una estrella alcanza decenas de millones de grados
②A esa temperatura, 4 núcleos de hidrógeno (H) fusionan en 1 de helio (He)
③El 0,7% de la masa se convierte en energía (E = mc²!)
④Esa energía se emite como luz y calor → la estrella brilla
⑤El Sol convierte unas 600 millones de toneladas de hidrógeno por segundo
Diagrama H-R — el mapa estelar
1
📊 Cómo leer el H-R
①Eje X: temperatura superficial (¡izquierda = más caliente! cuidado)
②Eje Y: magnitud absoluta / luminosidad (arriba = más brillante)
③La mayoría está en la secuencia principal (banda diagonal)
④Arriba a la izquierda: O y B calientes y brillantes (azules)
⑤Abajo a la derecha: M frías y tenues (rojas)
La masa determina el destino
Relación masa-luminosidad
L ∝ M3.5
masa ×2 → luminosidad ~×11 (23.5 ≈ 11,3)
Vida en la secuencia principal
t ∝ ML ≈ 1M2.5
las masivas tienen más combustible pero lo queman mucho más rápido → vidas cortas

Comparación

ChartEvolución según masa
ÍtemTipo solar (≤3M☉)Masivas (>3M☉)
Vida en sec. principal~10 Gyr (Sol)~Myr
Fusión nuclear centralH→HeH→He→C→O→...→Fe
Tras la sec. principalgigante rojasupergigante
Etapa finalnebulosa planetaria → enana blancasupernova
Remanenteenana blanca (tamaño de la Tierra)estrella de neutrones / agujero negro
📐 ¿Por qué mueren primero las masivas?
①A mayor masa, mayor temperatura/presión central
②La fusión avanza mucho más rápido → combustible se agota antes
③Sol: ~10 Gyr / 10M☉: ~20 Myr
④Vida ∝ 1/M^2.5 — mucho más corta para masas mayores
El final de las estrellas
💫 Tipo solar vs estrellas masivas
①Tipo solar: se acaba el H → fusión de He → expansión de capas externas (gigante roja) → expulsión de la envoltura (nebulosa planetaria) → núcleo restante (enana blanca)
②Masivas: fusión hasta el Fe → el hierro no libera energía por fusión → colapso del núcleo → ¡supernova!
③Tras la supernova: 1,4~3M☉ → estrella de neutrones, >3M☉ → agujero negro
④Los elementos de nuestro cuerpo (C, O, Fe...) provienen de la fusión estelar y supernovas pasadas!
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
Un pequeño aumento de masa dispara la luminosidad, así que el combustible se gasta más rápido y la vida se acorta.
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 destino de la estrella; cuanto más masiva, más violento su final (supernova).
tipo examen
¿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
las masivas son más brillantes pero viven menos
🎯 Puntos clave
①H-R: eje X temperatura (izq=más caliente), eje Y luminosidad (arriba)
②Sec. principal: las más masivas en arriba-izquierda (calientes y brillantes)
③Tipo solar: sec. principal → gigante roja → nebulosa planetaria → enana blanca
④Masivas: sec. principal → supergigante → supernova → estrella de neutrones/agujero negro
⑤Vida ∝ 1/M^2.5 (más masivas, más cortas)
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