Cierre del Tema E (y del libro de Física IB salvo D.4). Aquí veremos por qué brilla el Sol, cómo las estrellas mantienen su equilibrio durante miles de millones de años, cómo se clasifican en el diagrama Hertzsprung–Russell y cómo terminan sus vidas como enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros.
1. Comprensiones IB (syllabus 2025)
Al terminar este capítulo deberías ser capaz de:
- Definir fusión nuclear y escribir reacciones típicas (cadena protón-protón, ciclo CNO).
- Explicar la estabilidad estelar como equilibrio hidrostático entre presión de radiación (hacia fuera) y gravedad (hacia dentro).
- Calcular la luminosidad y la pérdida de masa del Sol usando .
- Describir la secuencia principal del diagrama H-R y la relación masa-luminosidad-temperatura-tiempo de vida.
- Trazar la evolución estelar: protoestrella → secuencia principal → gigante roja → enana blanca / supernova → estrella de neutrones / agujero negro, según la masa inicial.
- Aplicar la ley de paralaje para medir distancias estelares.
- (NS) Aplicar el criterio de Jeans para el colapso gravitacional.
- (NS) Identificar los límites de Chandrasekhar (≈ 1,4 M☉) y Oppenheimer-Volkoff/TOV (≈ 2-3 M☉).
- Reconocer el hierro-56 como límite de la nucleosíntesis estelar y entender el origen de elementos más pesados (supernovas, kilonovas).
2. Conceptos clave
- Fusión nuclear: unión de núcleos ligeros para formar uno más pesado, con liberación de energía.