Diagrama H–R y cúmulo estelar

Diagrama H–R y cúmulo estelar da vida al diagrama de Hertzsprung–Russell en 3D. El eje horizontal grafica la temperatura superficial al revés, desde estrellas tipo O azules calientes (40,000 K) a la izquierda hasta estrellas tipo M rojas frías (2,500 K) a la derecha, mientras que el eje vertical grafica la luminosidad logarítmica log(L/L_sol). Los estudiantes pueden arrastrar una estrella de prueba brillante a cualquier parte del plano H–R o ajustar su control deslizante de masa para calcular su radio exacto en radios solares mediante la ley de Stefan–Boltzmann. Al hacer evolucionar el control deslizante de la edad del cúmulo de 0.01 a 12 Gyr se demuestra por qué las estrellas de alta masa queman su combustible rápidamente y se desprenden del punto de desvío de la secuencia principal hacia gigantes rojas, supergigantes y enanas blancas.

• Arrastra la estrella de prueba desde la esquina inferior derecha (enana M fría y tenue) hasta la superior izquierda (estrella O caliente y luminosa) a lo largo de la diagonal de la secuencia principal.
• Mueve la estrella de prueba a la esquina superior derecha (temperatura fría ~3,500 K pero alta luminosidad) y verifica en la lectura del radio que debe ser una supergigante roja enorme.
• Arrastra la estrella de prueba hacia la inferior izquierda (temperatura caliente superior a 15,000 K pero luminosidad diminuta) para verla encogerse hasta convertirse en una enana blanca del tamaño de la Tierra.
• Aumenta lentamente el control deslizante de la edad del cúmulo de 0.1 Gyr a 10 Gyr y observa cómo las estrellas azules pesadas se desprenden del punto de desvío de la secuencia principal antes que las estrellas amarillas y rojas más ligeras.

1. 1Localiza la secuencia principal, las gigantes rojas, las supergigantes y las enanas blancas en un diagrama de Hertzsprung–Russell.
2. 2Relaciona la temperatura superficial de una estrella (clase espectral OBAFGKM) y su luminosidad con su radio físico utilizando la ley de Stefan–Boltzmann.
3. 3Explica cómo la masa inicial de una estrella determina tanto su luminosidad en la secuencia principal (L ∝ M^3.5) como su vida útil de fusión de hidrógeno.
4. 4Utiliza el punto de desvío de la secuencia principal en el diagrama H–R de un cúmulo para estimar la edad de un cúmulo estelar.

Preguntas frecuentes de los docentes