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¿Qué es una estrella de secuencia principal?

Publicado el 3 noviembre, 2020

Por qué tendremos que dejar nuestro planeta

Dentro de mil millones de años, los océanos de la Tierra se evaporarán y no podremos vivir en nuestro planeta. Esperemos que para entonces nos hayamos trasladado a un planeta lejano. O, quién sabe, tal vez para entonces ni siquiera estemos vivos como especie porque un asteroide golpea la Tierra o robots muy inteligentes nos matan a todos.

Si ninguno de estos dos últimos escenarios ocurre, aún tendremos que prepararnos para dejar nuestro pequeño planeta solitario o morir de una muerte agonizante. Eso es porque algo fuera de nuestro control está sucediendo ahora mismo; nuestro sol, una estrella de la secuencia principal, está cambiando y es para peor. Aprenderá por qué este es el caso, qué es una estrella de la secuencia principal, cómo se forman las estrellas y cómo los diferentes tipos de estrellas envejecen de manera un poco diferente.

¿Qué es una estrella de secuencia principal?

Una estrella cuyas características la colocan en una banda, llamada secuencia principal, en un diagrama HR se denomina estrella de secuencia principal . El diagrama de Hertzsprung-Russell (HR) es un diagrama que traza la luminosidad de una estrella frente a la temperatura de la superficie. La luminosidad es la energía total que irradia una estrella en un segundo.

El 90% de las estrellas verdaderas son estrellas de secuencia principal. Esto incluye nuestro propio sol, el que nos permite existir en primer lugar. Y, por lo general, las estrellas también pasan el 90% de su vida en la secuencia principal. Pero las estrellas de la secuencia principal no permanecen iguales para siempre. Con la edad, al igual que las personas, cambian. La evolución estelar es un término para este ciclo de vida de las estrellas.

Protoestrellas y fusión nuclear

Las huellas evolutivas de las estrellas, sus huellas en cierto modo, comienzan en nubes interestelares de gas y polvo. Una protoestrella , una estrella en su fase más temprana de evolución, se forma a partir de densos grupos en esta nube de gas, que está compuesta principalmente de hidrógeno. Finalmente, la protoestrella se convierte en una estrella de secuencia principal. Mientras que la protoestrella es una estrella bebé, puedes pensar en la estrella de la secuencia principal como una estrella adulta.

Como solo puede imaginar, cuando los bebés y los niños crecen, crecen y cambian muy rápidamente. Pero cuando la gente llega al final de la adolescencia y la veintena, cambiamos muy poco en comparación a medida que envejecemos durante muchos años más. Esto también es cierto para las estrellas de la secuencia principal, que también envejecen con bastante lentitud.

Una estrella de la secuencia principal brillará de manera constante durante la mayor parte de su vida y obtendrá su energía de reacciones de fusión nuclear , la conversión del hidrógeno en el centro de una estrella en helio. En resumen, este proceso fusiona cuatro núcleos de hidrógeno en un núcleo de helio más ligero. Este cambio de masa es lo que libera energía durante las reacciones de fusión nuclear. Esta energía brilla en el espacio gracias a una estrella como nuestro sol.

Aquí es donde entra en juego la famosa ecuación de Einstein, E = mc ^ 2. Nos dice cuánta energía libera una reacción de fusión nuclear. E representa energía, m representa la diferencia de masa y c representa la velocidad de la luz. Millones de toneladas de hidrógeno se convierten en helio cada segundo para producir la luminosidad de nuestro sol.

Masa, vida útil y gigantes rojos

El tiempo que permanece una estrella en la secuencia principal depende de su masa. Esto se debe a que las estrellas gigantes, como los automóviles enormes, consumen su combustible muy rápidamente, vacían su tanque también muy rápidamente y, como resultado, tienen una vida corta. Por otro lado, las estrellas muy pequeñas, como las enanas rojas, pueden tener poco combustible debido a su pequeño tamaño y tanques de gasolina pequeños, pero debido a que son muy tacaños con el uso de combustible, como un automóvil híbrido, pueden durar mucho más.

En aras de la comparación, una estrella masiva puede morir en solo unos pocos millones de años, ¡mientras que las enanas rojas pueden sobrevivir 100 mil millones de años! Una estrella del tamaño de nuestro sol puede permanecer en la secuencia principal durante unos 10 mil millones de años. Esto significa que a nuestro sol, según su edad, le quedan unos cinco mil millones de años.

Una vez que el combustible de hidrógeno se agote casi por completo, el núcleo de la estrella consistirá principalmente en helio muy caliente y altamente contraído. Este calor hará que una capa de hidrógeno alrededor del núcleo de helio se someta a una fusión de hidrógeno mucho más rápido que nunca. Esto, a su vez, expande su tamaño a proporciones gigantescas y aumenta la luminosidad de la estrella.

A medida que la estrella crece, la temperatura de su superficie disminuye y, como resultado, la estrella se vuelve de color rojo. A esta estrella roja, gigantesca y más vieja, la llamamos gigante roja o supergigante. Nuestro sol se convertirá en un gigante rojo, y debido a que brillará muy intensamente, evaporará nuestros océanos, derretirá nuestras rocas y mucho antes de eso, nos matará a todos.

Resumen de la lección

Una estrella cuyas características la colocan en una banda, llamada secuencia principal, en un diagrama HR se denomina estrella de secuencia principal . El diagrama de Hertzsprung-Russell (HR) es un diagrama que traza la luminosidad de una estrella frente a la temperatura de la superficie, siendo la luminosidad la energía total que irradia una estrella en un segundo.

Las estrellas, como las personas, cambian con el tiempo y llamamos a este proceso evolución estelar , que, de nuevo, es un término para el ciclo de vida de las estrellas. Una estrella comienza su vida como un bebé o una protoestrella , una estrella en su fase más temprana de evolución. Finalmente, este bebé se convierte en un adulto o en una estrella de la secuencia principal.

Una estrella de secuencia principal obtendrá su energía de reacciones de fusión nuclear , que es la conversión de hidrógeno en el centro de una estrella en helio. Este proceso convierte cuatro hidrógeno en un núcleo de helio más ligero. El cambio de masa es lo que produce la energía del sol y, por tanto, la luz de las estrellas. Con el tiempo, el gas hidrógeno se agotará. Esto hará que la estrella aumente de tamaño, aumente su luminosidad, se enfríe en la superficie y se torne de color rojo, algo que llamamos gigante roja.

Los resultados del aprendizaje

Esta lección debería enseñarle a:

  • Describir protoestrellas, estrellas de secuencia principal y gigantes rojas.
  • Explica cómo las estrellas obtienen su energía.
  • Definir el diagrama de Hertzsprung-Russell (HR), luminosidad, evolución estelar y reacciones de fusión nuclear.

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