E4 Fisica Estelar

Tópico

El interior de una estrella es un plasma que se mantiene en equilibrio: la presión del propio gas, y en las estrellas más masivas también la presión de la radiación, contrarrestan exactamente el peso de las capas superiores que la gravedad impone, capa por capa, hacia el centro de esa estrella. Si ese equilibrio llegara a romperse, la estrella se contraería o se expandiría de inmediato, y esa misma contracción o expansión es la que restablece el equilibrio original, cerrando así el ciclo sobre la propia estrella: el equilibrio se rompe, la estrella reacciona ajustando su tamaño, y ese ajuste repone el equilibrio que se había perdido.

La fusión nuclear que convierte hidrógeno en helio dentro de ese interior estelar libera una fracción pequeña pero fija de la masa involucrada, en forma de energía, y es precisamente esa energía liberada la que alimenta la luminosidad de la estrella mientras dura su vida en la secuencia principal.

Las estrellas más masivas son desproporcionadamente más luminosas que las estrellas livianas —la luminosidad crece mucho más rápido que la propia masa—, y esa misma desproporción hace que, pese a disponer de mucho más combustible nuclear, las estrellas masivas terminen consumiendo ese combustible mucho más rápido: el tiempo de vida de una estrella en la secuencia principal se acorta con fuerza a medida que su masa crece, de modo que las estrellas más masivas resultan ser, también, las de vida más breve.

El diagrama de Hertzsprung y Russell clasifica a las estrellas según su temperatura y su luminosidad, revelando en qué etapa de toda esta evolución se encuentra cada una: la secuencia principal, la etapa de gigante, la de supergigante o la de enana blanca. Así, desde el equilibrio de presiones con el que arranca este documento hasta esa clasificación evolutiva con la que termina, pasando por la fusión nuclear que alimenta la luminosidad y por la desproporción entre masa y tiempo de vida, la física estelar hace que el destino entero de una estrella —cuánto brilla y cuánto dura— quede decidido, desde el principio, por su propia masa.

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