M2 Evolucion Estelar y Diagramas HR

Tópico

El protagonista de este modelo es la estrella a lo largo de toda su vida, representada en el diagrama que enfrenta su luminosidad con su temperatura.

La secuencia principal es la franja diagonal de ese diagrama en la que las estrellas queman hidrógeno en su propio núcleo, y hace que, cuanto más masiva es una estrella, más caliente y más luminosa aparezca dentro de esa misma franja.

La relación entre la masa de una estrella y su luminosidad es tan pronunciada que una estrella cincuenta veces más masiva que el Sol puede llegar a ser hasta un millón de veces más luminosa que él; esa misma masa desproporcionada hace, sin embargo, que la vida de esa estrella en la secuencia principal sea diez mil veces más corta que la del Sol.

Al agotar el hidrógeno de su núcleo, esa misma estrella se expande hacia la rama de las gigantes y, en los casos más masivos, hacia las supergigantes; el propio Sol seguirá ese mismo camino dentro de varios miles de millones de años.

Las isocronas son curvas de ese diagrama que reúnen a estrellas de una misma edad pero de masas distintas, y son la herramienta que permite datar un cúmulo estelar completo observando el punto exacto en el que su población se despega de la secuencia principal.

El remanente final que deja cada estrella queda determinado por completo por su masa inicial, siguiendo los mismos umbrales de degeneración cuántica ya descritos: una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro, según cuál de esos umbrales haya cruzado. Así, desde la estrella a lo largo de su vida con la que arranca este documento hasta ese remanente final con el que termina, pasando por la secuencia principal, la relación entre masa y luminosidad y las isocronas, la evolución estelar hace que la masa con la que nace una misma estrella determine, de principio a fin, tanto el camino que recorre por el diagrama de luminosidad y temperatura como la forma final en la que termina sus días.

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