Acerca de este experimento
Al representar las estrellas según la temperatura de su superficie y la cantidad de luz que emiten, no se distribuyen al azar. La mayoría se sitúa en una franja diagonal, la secuencia principal; unas pocas gigantes frías pero muy brillantes quedan por encima, y las enanas blancas calientes y tenues, por debajo. Explora 32 estrellas reales, desde Próxima Centauri hasta Rigel, crea una estrella de cualquier masa y descubre dónde se sitúa. Después, haz envejecer un cúmulo estelar y observa cómo la secuencia principal se va desprendiendo desde arriba.
Objetivos de aprendizaje
- Lee la luminosidad, la temperatura y la clase espectral en un diagrama de Hertzsprung-Russell
- Usa L = 4πR²σT⁴ para explicar por qué las gigantes son frías pero brillantes, y las enanas blancas calientes pero tenues
- Describe cómo la masa determina la posición, la luminosidad y la vida de una estrella de la secuencia principal
- Explica cómo el punto de desvío de un cúmulo permite determinar su edad
- Nombra las principales regiones del diagrama y las etapas de la evolución estelar que representan
Cómo usarlo
- 1Haz clic en el Sol, luego en Sirio B y Betelgeuse. ¿Cuál es la más caliente, cuál la más brillante y cuál la más grande? Usa las líneas de igual radio.
- 2Encuentra dos estrellas con temperaturas casi iguales pero luminosidades muy diferentes. ¿Qué debe ser diferente en ellas?
- 3Crea una estrella de 0,1 masas solares y otra de 10 masas solares. Compara sus luminosidades, colores y vidas.
- 4Encuentra la masa cuya vida en la secuencia principal sea igual a la edad del universo, unos 13.800 millones de años.
- 5Envejece el cúmulo desde 3 millones hasta 10.000 millones de años. Describe cómo se desplaza el punto de desvío y qué aparece por debajo de la secuencia principal.
- 6Usa los botones de los cúmulos. Estima la masa de desvío de las Pléyades, las Híades y M67, y ordena los cúmulos por edad.
El modelo
Supuestos
- Los datos estelares son valores bibliográficos redondeados. Muchas estrellas brillantes son variables o tienen distancias inciertas, por lo que las luminosidades publicadas difieren entre un 10 y un 30 %.
- Las estrellas de la secuencia principal siguen leyes de potencia por tramos para la luminosidad y el radio en función de la masa. Son aproximaciones con una precisión de unas pocas decenas porcentuales, no modelos estelares.
- El cúmulo tiene 700 estrellas extraídas de la función de masa de Salpeter entre 0,4 y 20 masas solares, con una semilla fija.
- Al abandonar la secuencia principal, las estrellas pasan a la región de las gigantes; las de menor masa acaban como enanas blancas y las de más de 8 masas solares, como supernovas. Estas posiciones posteriores son esquemáticas, no trayectorias evolutivas.
- El tamaño de los puntos aumenta con el logaritmo del radio, por lo que una supergigante mil veces más ancha que el Sol se representa solo unas pocas veces más grande.
Pruébalo en clase
- Q1La estrella X tiene la misma temperatura que el Sol y una luminosidad 100 veces mayor. ¿Cómo se compara su radio con el del Sol?
- Q2Sirio B está más caliente que el Sol, pero es 18 veces menos luminosa. ¿Qué te dice esto sobre su tamaño?
- Q3¿Por qué las estrellas masivas viven menos tiempo aunque tengan más combustible?
- Q4Un cúmulo no tiene estrellas de más de 2 masas solares en la secuencia principal. Estima su edad.
- Q5¿Por qué no hay enanas blancas en un cúmulo que solo tiene 10 millones de años?
Preguntas frecuentes
¿Por qué la temperatura se representa en sentido inverso?
El diagrama comenzó como una gráfica de tipos espectrales, ordenados O B A F G K M, de calientes a fríos. Cuando los astrónomos pasaron a usar la temperatura, mantuvieron ese orden, de modo que las estrellas calientes siguieron a la izquierda.
¿Se desplazan las estrellas por la secuencia principal a medida que envejecen?
Apenas. Durante la mayor parte de su vida, una estrella permanece cerca de un punto de la secuencia principal y aumenta lentamente su brillo a medida que se acumula helio en su núcleo. Su posición depende principalmente de su masa. Solo se producen grandes desplazamientos cuando se agota el hidrógeno del núcleo.
¿Quién creó el primer diagrama?
Ejnar Hertzsprung (1911) y Henry Norris Russell (1913) representaron de forma independiente el brillo en función del color o del tipo espectral. Russell observó que las estrellas gigantes y enanas del mismo color diferían enormemente en brillo, lo que apuntaba a tamaños muy distintos.