La evolución de las estrellas


Categoría: Pandilla Kids (3ro., 4to., 5to. y 6to. Año de primaria)
Área de participación: Divulgación y enseñanza de la ciencia

Asesor: LUZ AMELIA OJEDA GARCÍA

Autor: Irving Alejandro Castañeda Delgadillo ()

Grado:

Resumen

Las estrellas son grandes esferas principalmente compuestas de hidrógeno y helio, La masa de las estrellas más pequeñas es aproximadamente un 10% de la masa del sol.

El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran masa de gas relativamente fría, la estrella roja tiene una edad avanzada y una azul o blanca tiene una edad joven

Pregunta de Investigación

¿Cómo se hacen las estrellas?

Planteamiento del Problema

Lo que quiero resolver es ¿De dónde vienen las estrellas?

Antecedentes

Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio. El material se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía. Las estrellas pequeñas la gastan lentamente y duran más que las grandes.

Las teorías sobre la evolución de las estrellas se basan en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones demuestran que muchas estrellas se pueden clasificar en una secuencia regular en la que las más brillantes son las más calientes y las más pequeñas, las más frías.

Esta serie de estrellas forma una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas.

El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción del gas eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza 1.000.000 °C. En este punto tienen lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos de hidrógeno se combinan con los de deuterio para formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella. Por un tiempo parece que se estabiliza.

Pero cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. En un momento dado empieza una reacción entre el hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se libera energía y la contracción se detiene.

Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas gracias a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay.

La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si sigue brillando, la temperatura del núcleo debe subir lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable que la estrella se haga mucho más pequeña y, por tanto, más densa.

Cuando ha gastado todas las posibles fuentes de energía nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca. Esta etapa final puede estar marcada por explosiones conocidas como “novas”. Cuando una estrella se libera de su cubierta exterior explotando como nova o supernova, devuelve al medio interestelar elementos más pesados que el hidrógeno que ha sintetizado en su interior.

Las generaciones futuras de estrellas formadas a partir de este material comenzarán su vida con un surtido más rico de elementos pesados que las anteriores generaciones. Las estrellas que se despojan de sus capas exteriores de una forma no explosiva se convierten en nebulosas planetarias, estrellas viejas rodeadas por esferas de gas que irradian en una gama múltiple de longitudes de onda.

Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol sufren una evolución más rápida, de unos pocos millones de años desde su nacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de la estrella pueden ser una estrella de neutrones.

Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación.

Estrellas típicas como el Sol pueden persistir durante muchos miles de millones de años. El destino final de las enanas de masa baja es desconocido, excepto que cesan de irradiar de forma apreciable. Lo más probable es que se conviertan en cenizas o enanas negras.

Las estrellas dobles (o binarias) son muy frecuentes. Una estrella doble es una pareja de estrellas que se mantienen unidas por la fuerza de la gravitación y giran en torno a su centro común.

Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio. El material se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía. Las estrellas pequeñas la gastan lentamente y duran más que las grandes.

Las teorías sobre la evolución de las estrellas se basan en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones demuestran que muchas estrellas se pueden clasificar en una secuencia regular en la que las más brillantes son las más calientes y las más pequeñas, las más frías.

Esta serie de estrellas forma una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas.

El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción del gas eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza 1.000.000 °C. En este punto tienen lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos de hidrógeno se combinan con los de deuterio para formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella. Por un tiempo parece que se estabiliza.

Objetivo

Mi objetivo es lograr que la gente aprenda más sobre las estrellas y lo que hay alrededor de ellas.

Justificación

A mí me interesó este tema porque quería saber más del espacio y saber más de las estrellas y su evolución, su ciclo de vida y como se forman.

Hipótesis

Si la gente supiera más de las estrellas entonces podríamos comprender mejor lo que hay en el universo.

Método (materiales y procedimiento)

Galería Método

Resultados

Las estrellas disponen de distintos ciclos de vida, entre los cuales destaca la secuencia principal, en la cual vemos que una estrella roja tiene una edad avanzada y una azul o blanca tiene una edad joven, también aprendí que las mismas son compuestas de helio e hidrógeno en combustión lo cual les da su característico color y su luz.

Galería Resultados

Discusión

Conclusiones

Concluí que la gente debería aprender más de las estrellas, así como su funcionamiento e importancia en el desarrollo del universo.

Bibliografía

  1. El Universo, la guía visual definitiva, (Instituto de Astronomía UNAM, Rees Martin) México, 2006, Editorial Altea, pp. 232-271.
  2. La evolución de las estrellas, Astronomía.com, disponible en: http://www.astromia.com/universo/evolestrellas.htm consultado el 23/05/2015.


La evolución de las estrellas


La evolución de las estrellas

Summary

Research Question

Problem approach

Background

Objective

Justification

Hypothesis

Method (materials and procedure)

Results

Discussion

Conclusions

Bibliography