Simulador de evolución estelar y diagrama de Hertzsprung-Russell
Ecuaciones de esta simulación
| L | luminosidad (Sol = 1) | L = 4πR²σT⁴: una estrella el doble de caliente emite 16 veces más luz por cada metro cuadrado | |
|---|---|---|---|
| R | radio (Sol = 1) | dibujado como la raíz cúbica, para que gigantes y enanas blancas quepan en la pantalla | |
| T | temperatura de la superficie | fija el color: rojo por debajo de unos 3.500 K, blanco entre 6.000 y 10.000 K, azul por encima |
Con los valores actuales:
| M | Masa de la estrella (Sol = 1) | la relación masa-luminosidad: una estrella de diez veces la masa del Sol es miles de veces más brillante |
|---|
Con los valores actuales:
| t_MS | tiempo en la secuencia principal | combustible dividido entre el ritmo al que se quema; la vida mostrada procede de modelos estelares |
|---|
Con los valores actuales:
| M_WD | masa de la enana blanca que queda | un ajuste empírico para estrellas de menos de unas 8 masas solares; ninguna enana blanca puede superar el límite de Chandrasekhar, de unas 1,4 masas solares |
|---|
Con los valores actuales:
Cómo usar el simulador de evolución estelar
- Elige la masa de una estrella, desde una décima parte de la del Sol hasta cuarenta veces más. Empieza en la secuencia principal, quemando hidrógeno en el núcleo, y envejece etapa por etapa, unos segundos cada una; pulsa Siguiente etapa para avanzar o cambia la velocidad. La estrella en pantalla se hincha, se encoge y cambia de color, dibujada según la raíz cúbica de su radio para que quepan tanto las gigantes como las enanas blancas.
- El gráfico es el diagrama de Hertzsprung-Russell: la luminosidad hacia arriba, la temperatura superficial a lo largo, con las estrellas calientes a la izquierda. El recorrido de la estrella se dibuja en azul, la secuencia principal como una banda gris y la trayectoria del Sol en discontinua. Los resultados dan la edad, la luminosidad, la temperatura, el radio, el tiempo en la secuencia principal y lo que quedará al final.
- Compara las masas: el Sol se convierte en gigante roja y luego en enana blanca, una estrella de 15 masas solares se vuelve supergigante roja y estalla como supernova dejando una estrella de neutrones, y una de 40 acaba como agujero negro. Una enana roja de 0,1 masas solares sobrevive a la edad actual del universo. El Simulador de radiación de cuerpo negro muestra por qué la temperatura fija el color de una estrella.
Preguntas frecuentes
¿Qué es el diagrama de Hertzsprung-Russell?
Un gráfico de las estrellas según su luminosidad y su temperatura superficial, trazado por Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell hacia 1910. La mayoría de las estrellas están en una banda diagonal, la secuencia principal, desde estrellas azules calientes y brillantes hasta enanas rojas frías y débiles. Las gigantes y supergigantes quedan por encima y las enanas blancas por debajo. La posición de una estrella indica su etapa de vida.
¿Por qué las estrellas masivas viven menos?
La luminosidad de una estrella crece aproximadamente con la potencia 3,5 de su masa, así que una estrella de diez veces la masa del Sol tiene diez veces más combustible pero lo quema miles de veces más rápido. El Sol pasará unos 10.000 millones de años en la secuencia principal; una estrella de 10 masas solares, unos 20 millones.
¿Qué le pasará al Sol?
Dentro de unos 5.000 millones de años se le acabará el hidrógeno del núcleo, se hinchará hasta ser una gigante roja capaz de engullir a Mercurio y Venus y quizá a la Tierra, quemará helio durante unos 100 millones de años y luego expulsará sus capas externas como una nebulosa planetaria. Su núcleo quedará como una enana blanca del tamaño aproximado de la Tierra, que se enfriará poco a poco.
¿Qué decide si una estrella acaba como enana blanca, estrella de neutrones o agujero negro?
Su masa. Las estrellas de menos de unas 8 masas solares dejan enanas blancas, que no pueden pesar más de unas 1,4 masas solares. Las más masivas forman núcleos que colapsan en una supernova y dan una estrella de neutrones; las más masivas de todas dejan agujeros negros. Los límites exactos dependen de cuánta masa pierde la estrella en vientos y aún son inciertos.
Dice que WebGL está desactivado.
La vista 3D necesita WebGL, que tienen todos los navegadores actuales. Puede estar desactivado si la aceleración por hardware está apagada en los ajustes del navegador, o por un controlador gráfico muy antiguo. Activa la aceleración por hardware o prueba otro navegador.
¿Se sube algo?
No. La simulación la dibuja tu propio navegador con WebGL; no se envía nada a ningún sitio y sigue funcionando sin conexión una vez cargada la página.