Evolución estelar
Física
Conceptos clave
- Una estrella nace cuando una nube de gas y polvo (nebulosa) colapsa por gravedad.
- Pasa la mayor parte de su vida en la secuencia principal, fusionando hidrógeno en helio.
- Su destino final depende de su masa.
- El equilibrio de la estrella se rompe cuando se agota el combustible nuclear.
Nacimiento y secuencia principal
- La gravedad comprime la nebulosa; el núcleo se calienta hasta iniciar la fusión.
- En la secuencia principal la estrella es estable: fusiona H → He de forma continua.
- Cuanto más masiva, más rápido consume el combustible y menos vive.
Equilibrio hidrostático
- La estrella se mantiene estable por el equilibrio entre dos efectos opuestos.
- Hacia dentro: la gravedad, que tiende a colapsarla.
- Hacia fuera: la presión del gas y de la radiación producidas por la fusión.
- Mientras hay fusión, ambos se compensan y el tamaño se mantiene.
Gigante roja
- Al agotarse el H del núcleo, este se contrae y las capas externas se expanden y enfrían → gigante roja.
- Empieza a fusionar helio (y elementos más pesados en las estrellas masivas).
- El Sol pasará por esta fase dentro de miles de millones de años.
Destino final según la masa
- El límite de Chandrasekhar ( masas solares) decide el destino del núcleo remanente.
- Núcleo menor que 1,4 M☉: se convierte en enana blanca (sostenida por la presión de los electrones).
- Núcleo entre ~1,4 y ~3 M☉: estrella de neutrones (tras una supernova).
- Núcleo mayor que ~3 M☉: colapsa en un agujero negro.
Ejemplo resuelto
- Problema: una estrella deja un núcleo remanente de masas solares. ¿Cuál es su destino?
- Compara con el límite de Chandrasekhar: masas solares.
- Al estar por debajo, el núcleo no colapsa a estrella de neutrones.
- Se estabiliza como enana blanca, sostenida por la presión de degeneración de los electrones.
En el examen IB
- Relaciona masa con destino: enana blanca (baja), estrella de neutrones (media) o agujero negro (alta).
- Error frecuente: aplicar el límite de Chandrasekhar a la masa total en vez de a la del núcleo remanente.
- Describe el equilibrio hidrostático como gravedad (hacia dentro) frente a presión de radiación (hacia fuera).
- Recuerda que las estrellas más masivas viven menos, aunque tengan más combustible.