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UnaEstrellaenunaCaja
Explorandoelciclodevidadelasestrellas
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Guíadeestapresentación
Lasdiaposi6vasblancassoncabecerasdesecciónyseocultanenenlapresentación.Muestrauocultalasdiaposi6vasencadasecciónenfuncióndelnivelapropiadoyrequerido.Guíaaproximadadeniveleseduca6vos:Principiante:6ºPrimaria,1ºy2ºESOIntermedio:3ºy4ºESOAvanzado:1ºy2ºBachillerato
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Introducción
Conocimientosbásicossobreloqueesunaestrellaycómoseobservan.Nivel:Principiante
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¿Quéesunaestrella?
• Unanubedegas,fundamentalmentehidrógenoyhelio.
• Elnúcleoestancalienteydensoquehaceposiblelafusiónnuclear.
• Lafusiónconvierteelementosligerosenelementosmáspesados.
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Cadaestrellaesdiferente
• Todaslasestrellasquevemosenelcielonocturnosondiferentes
• Brillo:– ¿Cuánluminosaesunaestrella?¿Cuántaenergíaproducesunúcleo?
• Color:– ¿Quétemperaturasuperficial6enelaestrella?
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Unidadesdeluminosidad
• Medimoslaluminosidaddelosobjetosco6dianosenWaXs.– ¿Cuántobrillaunabombilla?
• Encomparación,elSolemiteluzconunbrillode:– 380000000000000000000000000WaXs(¡380millonesdemillonesdemillonesdemillonesdeWaXs!)
– Esmásfácilescribirlocomo3.8x1026WaXs
• Porcomodidad,medimoselbrillodelasestrellasenrelaciónalSol.
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Unidadesdetemperatura
• LatemperaturasemideenKelvin.• LaescalaKelvindetemperaturaseslamismaqueladeCelsius,peroempiezaen-273o.– Aestatemperaturaselaconocecomoel“ceroabsoluto”.-273oC -173oC 0oC 100oC
0K 100K 273K 373K
1000oC
1273K
Kelvin=Celsius+273
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Midiendolatemperatura
• Latemperaturadeunaestrellavieneindicadaporsucolor.
• Lasestrellasazulessoncalientesylasrojas,frías.
Estrellaroja
3000K
Estrellaamarilla
5000K
Estrellaazul
10000K
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RadiacióndeCuerpoNegro
LaRadiacióndeCuerpoNegronosdamásdetallessobreelcolorylatemperaturadeunaestrella.Nivel:Avanzado
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RadiacióndeCuerpoNegro
• Un“CuerpoNegro”esunperfectoemisoryabsorbentedeluz.
• Emiteluzenunrangodelongitudesdeondaqueesfuncióndesutemperatura.
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LeydedesplazamientodeWien
• ElmáximodelagráficaIntensidad-Longituddeondaestárelacionadoconlatemperaturaalaqueseencuentraelcuerponegrocorrespondiente:
Temperatura(K)=constantedeWien(Km)/long.ondamáxima(m)
T= bλmáx
(b=0.002898mK)
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¿CómodecalienteeselSol?• Gráficodelaenergíaemi6daporelSol.
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DiagramadeHertzsprung-Russell
UnaintroducciónaldiagramaH-R,enelqueserepresentanvariasestrellas.Intentaquelosestudiantessugierandóndedeberíansituarselasestrellasantesdevisualizarelgráfico.Nivel:Principiante
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EldiagramadeHertzsprung-Russell
• Podemoscompararestrellasmostrando,enungráfico,sutemperaturayluminosidad.
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Luminosidad(rela6
voalSol)
1
100
10000
0.01
0.0001
Temperatura(Kelvin)
25000 10000 7000 5000 3000
Comenzamos dibujando los ejes de la gráfica. El eje ver6cal es laLuminosidad (medida en relación a la del Sol) y el horizontal laTemperatura(medidaenKelvin).
¿DóndesituaríasalSolenelgráfico?TieneLuminosidad1enrelaciónasímismoysu
Temperaturaesde5800K.
LasestrellasVegaySiriosonmásbrillantesymáscalientesqueelSol.¿Dóndelascolocarías?
AlgunasestrellassonmásfríasymenosluminosasqueelSol;comoporejemploPróximaCentauri.¿Enquélugardelagráficalassituarías?AestasestrellasselasconocecomoEnanasRojas.
Sol
SirioVega
PróximaCentauri
Dehecho,muchasdelasestrellassepuedenencontrarenalgúnpuntosobreestalíneaenelgráficollamada“SecuenciaPrincipal”.
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Luminosidad(rela6
vaalSol)
1
100
10000
0.01
0.0001
Temperatura(Kelvin)
25000 10000 7000 5000 3000
Sol
SirioVega
PróximaCentauri
Rigel
Betelgeuse
Deneb
Arturo
Aldebaran
SirioB
LabrillanteestrellaBetelgeuseesinclusomásluminosaqueAldebaran,pero6eneunasuperficiemásfría.Estola
convierteenunaSupergiganteRoja.
AlgunasdelasestrellasmáscalientessonrealmentemuchomenosluminosasqueelSol.¿Enquéposicióneneldiagramadeberíanestar?
EstasestrellassonlasEnanasBlancas,comoSirioBqueorbitaalrededordeSirio.
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Luminosidad(rela6
vaalSol)
1
100
10000
0.01
0.0001
Temperatura(Kelvin)
25000 10000 7000 5000 3000
Sol
SirioVega
PróximaCentauri
Rigel
Betelgeuse
Deneb
Arturo
Aldebaran
SirioBPeronotodaslasestrellascaenenlaSecuenciaPrincipal.Algunas,comoArturoyAldebaran,sonmásbrillantesqueelSol,peromásfrías.¿Dóndesesituaríaneneldiagrama?SonlasestrellasGigantesNaranjas.
MásbrillantesaúnqueBetelgeusesonestrellascomoDenebyRigel,quesontambiénmuchomáscalientes.SonlasSupergigantesAzules.
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Luminosidad(rela6
vaalSol)
1
100
10000
0.01
0.0001
Temperatura(Kelvin)
25000 10000 7000 5000 3000
Gigantes
Supergigantes
Casitodaslasestrellasquevemospertenecenaalgunodeestosgrupos;peronopermanecensiempreenelmismolugar.
Alevolucionar,lasestrellascambiansuLuminosidadyTemperatura;loquehacequesedesplacenporeldiagramadeHertzsprung-Russell.
Sol
SirioVega
PróximaCentauri
Betelgeuse
Arturo
RigelDeneb
SirioB
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Luminosidad(rela6
vaalSol)
1
100
10000
0.01
0.0001
Temperatura(Kelvin)
25000 10000 7000 5000 3000
Sol
ElSolhaestadoenlaSecuenciaPrincipalmilesdemillonesdeañosypermaneceráallíotrosmilesdemillonesmás.
Pero,eventualmente,creceráhastaconver6rseenunsestrellagigante.Seharácadavezmásluminosoperoalavezmásfrío.
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Luminosidad(rela6
vaalSol)
1
100
10000
0.01
0.0001
Temperatura(Kelvin)
25000 10000 7000 5000 3000
Sol
Enesepuntosehabráconver6doenunaGiganteRoja.Conel6emposeharácadavezmáscalienteyalgomásbrillanteypasaráaser,duranteunbreveperíodode6empo,unaGiganteAzul.
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Luminosidad(rela6
vaalSol)
1
100
10000
0.01
0.0001
Temperatura(Kelvin)
25000 10000 7000 5000 3000
Sol
Finalmentelafusiónnuclearenelnúcleocesará.ElSolseconver6ráenunaEnanaBlanca,muchísimomenosluminosadeloqueesahoraperoconunatemperaturasuperficialmayor.
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UnaEstrellaenUnaCaja
Llegadoaestepunto,ejecutaelprograma“UnaEstrellaenUnaCaja”paraestudiareldiagramadeHertzsprung-Russellparaestrellascondiferentesmasas.Nivel:Principiante
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FusiónNuclear
Esteprocesosedesarrollaenelcentrodelaestrella.Nivel:Intermedio
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FusiónNuclear
• LaLuminosidaddeunaestrellaesalimentadaporlafusiónnuclearque6enelugarensunúcleo.– LaTemperaturayDensidadsonsuficientementealtasparapermi6rlafusiónnuclear.
– Lasestrellasestáncompuestasprincipalmentedehidrógeno,conpequeñascan6dadesdehelio.
– Estántancalientesqueloselectronessonarrancadosdelosnúcleosatómicos.
– Estegasionizadosedenominaplasma.
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Lacadenaprotón-protón• Atemperaturasporencimade4millonesKelvin,losnúcleosdehidrógenosefusionanenhelio.
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ElcicloCNO
• Atemperaturasporencimade17millonesKelvinlaestrellapuedeusarelcarbono,nitrógenoy
oxígenoparaayudaraconver6relhidrógenoenhelio.
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Cuandoelhidrógenoseagota…
• Laestrellaman6eneundelicadoequilibrioentrelafuerzadegravedad,quetratadecolapsarlaylaradiaciónemi6daporlasreaccionesnuclearesquesucedenensuinterioryquelaexpanden.
• Aliracabándoseelhidrógeno,laenergíadesprendidaporlafusióndisminuye,ylagravedadhacequelaestrellacolapse.
• Silaestrellaeslosuficientementemasiva,duranteelcolapsolatemperaturadesunúcleoseincrementaráhastaquepuedadarselafusióndelhelio.
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CombusUóndelhelio
• Atemperaturasporencimadelos100millonesKelvinelheliosepuedefusionarparaconver6rseencarbono.Estareacciónesconocidacomo“ElProcesoTriple-Alfa”
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Elementosmáspesados
• Elheliosefusionaconelcarbonoparacrearelementosmáspesados:– Oxígeno,neón,magnesio,silicio,azufre,argón,calcio,6tanio,cromoyhierro.
• Esimposiblecrearelementosmáspesadosqueéstosmediantefusiónnuclearsinaportarmásenergíaalproceso.Elprocesodefusiónsede6ene.
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Cuandoelhelioseagota…
• Eventualmenteelhelioacabaráagotándoseylaestrellacolapsaráotravez.
• Sieslosuficientementemasiva,latemperaturasubirálosuficienteparapermi6rlafusióndelcarbono.
• Elcicloserepite.Cadavezsevanfusionandoelementosmáspesadoshastaquelatemperaturadelnúcleonopuedeelevarsemás.
• Enesepunto,laestrellamuere.
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CombusUóndeelementospesados
• Loselementosmáspesadossefusionanatemperaturasdelnúcleoinclusomayores.– Carbono:500millonesKelvin– Neón:1.2milmillonesKelvin– Oxígeno:1.5milmillonesKelvin– Silicio:3milmillonesKelvin
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Eficienciadelafusión
Nivel:Avanzado
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Fusióndelhidrógeno
• Lacadenaprotón-protónconvierteseisnúcleosdehidrógenoenunodehelio,másdosprotonesydospositrones(an6-electrones)
• Laenergíadesprendidaporcadaunadeestasreaccionesespequeña,ysemideen“Megaelectron-VolAos”,oMeV.1MeV=1.6x10-13Julio
• Cadareaccióndelacadenaprotón-protóndesprende26.73MeV
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Masasatómicas
• Lasumadelasmasasdelosproductosdelareacciónesmenorquelasmasasdelosreac6vos;porloque,encadareacción,laestrellapierdemasa.
• Aligualqueenelcasodelaenergía,lasmasasinvolucradassonpequeñas,medidasen“unidadesdemasaatómicas”o“u”.1u=1.661x10-27kg
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Pérdidademasa
• Masadeunprotón(p):1.007276u• Masadeunpositrón(e+):0.000549u• Masadeunnúcleodehelio(He):4.001505u
• ¿Cuántamasasepierdeencadareacción?
• 0.026501u=4.4018x10-29kg
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CombusUóndelhelio
• Lafusióndelhelioproporciona7.275MeVporreacción
• ElCarbono-126eneunamasade,exactamente,12u.¿CuántamasasehaperdidoenlarecciónTripleAlfa?
0.004515u=7.499415x10-30kg