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EL SOL Y LAS ESTRELLAS

La secuencia principal

 

La secuencia principal


La secuencia principal

Trazando el diagrama que lleva su nombre, los astrónomos Hertzsprung y Russell ponen en evidencia una larga diagonal sobre la cual se encontraban la mayoría de las estrellas: la secuencia principal. Los estudios teóricos mostraron que las estrellas de esta secuencia son las que utilizan la fusión del hidrógeno en helio como fuente de energía. El hecho de que esta fase de la vida de una estrella sea la más estable y más larga explica que la mayoría de las estrellas observables en el cielo se encuentran en la secuencia principal.

La duración de vida de una estrella en la secuencia principal depende de dos factores: la cantidad de hidrógeno disponible en su centro y la velocidad a la cual quema este combustible. La primera cantidad es proporcional a la masa de la estrella. Si multiplica ésta por dos, obtiene dos veces más combustible en el centro. El segundo parámetro está vinculado a la energía producida por la estrella, por lo tanto, a su luminosidad. Ahora bien, la luminosidad es simplemente proporcional a la masa, pero aumenta mucho más rápidamente que ésta. Por ejemplo, si multiplica por dos la masa de una estrella, su luminosidad se multiplica por un factor 10.

Estas consideraciones tienen una consecuencia importante en la duración de vida estelar. Una estrella de dos masas solares quema su hidrógeno 10 veces más rápido que el Sol, pero posee una existencias de combustible solo dos veces más grande. Su duración de vida en la secuencia principal es, pues, cinco veces más corta.

Así pues, las estrellas tienen duraciones de vida muy diversas. Mientras que el Sol puede esperar una vida tranquila de 10 mil millones de años (antes de hacerse una gigante roja), las estrellas más masivas tienen a su disposición solo algunos millones de años. Las estrellas menos masivas tienen, por su parte, más de 100 mil millones de años para vivir. Hay, pues, casi un factor 10.000 entre la esperanza de vida más larga y más corta.

La secuencia principal como instrumento: la edad de los cúmulos estelares

Los astrónomos consiguieron determinar numerosas propiedades de las estrellas, como la luminosidad o la masa. Uno de los parámetros que no es posible determinar directamente es la edad de una estrella. Existe, sin embargo, un caso en el cual eso es realizable: el de las estrellas de un cúmulo. Esto es posible porque todos los miembros de un cúmulo nacieron al mismo tiempo y tienen, pues, la misma edad

 

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El cúmulo globular Messier 80 fotografiado por el telescopio espacial Hubble. Crédito: AURA / STSCI / NASA

 

Para comprender cómo esta propiedad puede revelarse muy útil, consideremos algunos ejemplos. Comencemos con un cúmulo muy joven de algunos millones de años. Al ser relativamente corta la fase de formación estelar, todas las estrellas del cúmulo se incorporaron a la secuencia principal. Dado que hasta los astros más masivos se quedan sobre ésta durante una decena de millones de años, todas las estrellas del cúmulo forman aún parte. La secuencia principal de un cúmulo joven está, pues, completa e incluye estrellas tanto azules como rojas.

Pasemos a un cúmulo de algunas decenas de millones de años. En este caso, las estrellas más masivas ya dejaron la secuencia principal. Ésta va, así pues, a parecer truncada de su parte azul, mientras que algunas gigantes rojas hacen su aparición.

En un cúmulo de mil millones de años, todas las estrellas de masa superior a dos veces la de Sol dejaron la secuencia principal. El diagrama de Hertzsprung-Russell la muestra amputada por su lado superior, mientras que aparecen  numerosas gigantes rojas, así como enanas blancas.

Finalmente, un cúmulo de 10 mil millones de años presenta gigantes rojas muy numerosas, una secuencia principal limitada a estrellas rojizas poco masivas, así como un gran número de enanas blancas.

La fisonomía del diagrama de Hertzsprung-Russell de un cúmulo es, pues, muy dependiente de la edad de este último. Basta, de hecho, con determinar cuáles son las estrellas más masivas o más calientes, aún presentes en la secuencia principal, para obtener una estimación precisa de la edad del cúmulo y sus estrellas.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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