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INSTITUTO CEMODEN

TESIS DE BIOLOGIA

¿PORQUE LAS ESTRELLAS MUERENDIFERENTES FORMAS?

OSCAR O RODRIGUEZ MDOCENTE DE BIOLOGIA

PRESENTADO POR:JUAN DAVID BOHORQUEZ RODRIGUEZ

AÑO EN CURSO:1001-04

BOGOTÁ D.C.

2009

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Tabla de contenido

Pág.

1. Introducción…………………………………………………………………… 4.2. El problema……………………………………………………………………. 5.3. Justificación……………………………………………………………………. 5.4. Objetivos

4.1 General……………………………………………………………………. 6.4.2 Especifico…………………………………………………………………. 6.

5. Marco teórico5.1 Con luz propia…………………………………………………………….. 7.5.2 Diagrama de hertzprung-russel………………………………………… 7-8.5.3 Años luz y parcecs………………………………………………………… 8.5.4 La estrella más próxima………………………………………………… 8-9.5.5 Evolución estelar……………………………………………………… 9-10.5.6 Rojo, peligro y muerte…………………………………………………… 10.5.7 Limite de Chandrasekhar……………………………………………… 10-11.5.8 Gigante roja………………………………………………………………. 12.5.9 Enana blanca…………………………………………………………… 12-13.5.10 Cáscaras de gases……………………………………………………..

13-14.5.11 Supernovas………………………………………………………………

14.5.12 El ocaso de una estrella…………………………………………………

15.5.13 Remanente estelar………………………………………………………

15.5.14 Oscuro final…………………………………………………………….

16.5.15 Viendo agujeros negros…………………………………………………

16.5.16 Hawking replantea su teoria sobre los agujeros negros……………… 16-

17.5.17 Estrella de neutrones………………………………………………….

18.5.18 Pulsares……………………………………………………………….

19.5.19 Conclusiones………………………………………………………….

20.5.20 Bibliografía……………………………………………………………

21.

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¿POR QUE LAS ESTRELLAS MUERENDIFERENTES FORMAS?

Introducción

Con este proyecto buscamos encontrar la respuesta a esta pregunta, de la cual se espera una amplia explicación a los diferentes interrogantes, desde diferentes puntos de vista, que irán surgiendo al pie del desarrollo del mismo.

En mi opinión, es bueno que los jóvenes de hoy en día, se interesen por la ciencia y sus ramas, como la astronomía, la cual trata temas de interés común que van dirigidos no solo a los adultos, sino también a las personas de diferentes edades, como los son niños, jóvenes y los mismos padres e incluso los abuelos.

El motivo de realización de este proyecto, infiere en el desarrollo de nuevas habilidades, como el trabajo en grupo que sirvan para el mejoramiento de la persona como tal, y que pueda aplicar y ejercer estas habilidades en otros campos del aprendizaje y el conocimiento.

La metodología que se empleara en este trabajo, consta del uso de diversos medios de ilustración y explicación, como imágenes, mapas conceptuales, graficas, etc., para los temas que sean poco entendibles y que necesiten de estos para explicarse mejor. Esto con el fin de que todo tema en absoluto quede sin ninguna duda y totalmente comprendido.

Dentro del marco teórico, encontramos información como los datos del sol y una que otra estrella. He aquí un pequeño fragmento:“A millones de kilómetros de distancia, en el espacio, existe una gigantesca esfera de gases calientes y luminosos a la que damos el nombre de Sol. El Sol, en realidad, es una estrella. La estrella mas próxima a nosotros.”

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El problema

El tema principal de esta consulta, es la pregunta ¿Por qué las estrellas mueren de diferentes formas?, la cual se formulo a partir de diferentes temas vistos en el transcurso de los últimos años de estudio, es decir, años de aprendizaje.

Si bien es cierto que hemos escuchado rumores de que las estrellas se apagan, y de que unas se convierten en agujeros negros, cabe preguntarnos dentro de estas teorías, ¿por que una estrella deja de brillar?, o ¿si es cierto que el Sol un día podría convertirse en un agujero negro y tragarnos a todos? Y es precisamente de allí de donde proviene este gran interrogante, ¿Por qué las estrellas mueren de diferentes formas?, por ello intentaremos dar respuesta a esta pregunta entrando al mundo de las estrellas y sus misterios.

Justificación

Esta investigación, se realiza con el fin de descubrir, analizar y entender el porqué de la muerte de las estrellas, de diferentes formas; obteniendo respuestas que vallan mas allá del simple saber general y que respondan a la pregunta desde diferentes campos de la ciencia; y también, que aclaren diversos interrogantes, que irán surgiendo en el transcurso de su desarrollo.

La realización del proyecto, ayuda a descubrir y aplicar nuevas aptitudes, actitudes y destrezas que son necesarias aplicar dentro del ambiente de desarrollo para el proceso de aprendizaje del actual año lectivo.

Mediante esta investigación, la persona que desarrolla la consulta comprenderá y aplicará los diferentes conocimientos adquiridos en espacios que así lo requieran ya sea para el simple desarrollo de un crucigrama en un pasatiempo, auque suene un poco burdo, o bien sea para impartir su conocimiento a quien él quiera y así haber ejercitar su mente y conocer un poco mas sobre las estrellas y lo que nos rodea en el universo.

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Objetivos

I. General

a) Dar a conocer el motivo por el cual las estrellas llegan a apagarse o convertirse en agujeros negros, mediante la consulta, la investigación y el correcto análisis de la información recopilada en el curso de desarrollo de este proyecto.

II. Específicos

a) Aprender a manejar diferentes medios de los cuales sustraer la información.b) Conocer diversas formas para explicar temas complejos (medios magnéticos,

medios físicos, etc.).c) Interpretar correctamente la información adquirida, para poder dar respuestas

y conclusiones coherentes que ayuden a la solución de las diferentes incógnitas.

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Marco teórico

Para empezar a resolver esta duda, debemos entender primero, como nace una estrella, como esta compuesta, que le sucede en el transcurso de su vida; es decir, debemos introducirnos en el ciclo de vida de una estrella, en la “evolución estelar”.

Primero, debemos saber, qué son las estrellas para el hombre, luego iremos “desmenuzando” el tema poco a poco hasta lograr encontrar una idea que logre dar respuesta a nuestra gran pregunta, y así habremos comprendido y analizado, que le suceden a las estrellas y que ocurrirá con nuestro Sol en un futuro.

CON LUZ PROPIA

Durante mucho tiempo, las estrellas fueron un misterio para el hombre y recién en el siglo XIX los astrónomos empezaron a entender su verdadera naturaleza. Hoy se sabe que son esferas de gas incandescentes, mayormente hidrogeno, con menor proporción de helio. Según la luz emitida, los especialistas precisar su brillo, su color y su temperatura. Por su enorme distancia de la Tierra, solo se las observa como puntos de luz incluso con los telescopios más grandes.

DIAGRAMA DE HERTZPRUNG-RUSSEL

El diagrama H-R (en honor a sus realizadores, Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell, quienes lo propusieron en 1911 y 1913 respectivamente), agrupa las estrellas según su luminosidad visual, el tipo espectral que corresponde a las longitudes de onda de luz que emiten y su temperatura. Las estrellas con mayor masa son las que tienen mayor luminosidad, como las azules, las gigantes rojas y las que

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tienen menor masa, son las que tienen menor luminosidad, como las enanas blancas. Las estrellas viven el 90 porciento de su vida en la denominada secuencia principal.

El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. Un examen del diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones específicas del mismo. La predominante es la diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y brillante) a la región inferior derecha (fría y menos brillante) y se denomina secuencia principal. En este grupo se encuentran las estrellas que extraen su energía de las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio. En la esquina inferior izquierda se encuentran las enanas blancas, y por encima de la secuencia

principal se encuentran las gigantes rojas y las supergigantes.

AÑOS LUZ Y PARCECS

Para medir las extensas distancias entre los astros, se utilizan el año luz (al) y el parsec (pc). Un año luz comprende la distancia que la luz recorre en un año: casi 10 000 millones de kilómetros. El al es una unidad de medida de espacio, no de tiempo. Un pc equivale a la distancia a la que se encuentra una estrella de la Tierra si su ángulo de paralaje es de un segundo de arco (parallax of one second arc). Un pc es igual a 3,26 al, o 31 000 millones de kilómetros.

LA ESTRELLA MAS PROXIMA

Si queremos empezar a comprender como funciona realmente una estrella, debemos hacerlo primero por la que tenemos a nuestro lado, la estrella mas próxima, nuestro Sol.

A millones de kilómetros de distancia, en el espacio, existe una gigantesca esfera de gases calientes y luminosos a la que damos el nombre de Sol. El Sol, en realidad, es una estrella. La estrella más próxima a nosotros. Su nombre proviene del latín, ya que los romanos le adoraron considerándole un dios.

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El Sol es inmenso. En él cabrían, como mínimo, 1 300 000 planetas del tamaño de la Tierra y aun sobraría espacio. Y sin embargo, a pasar de ser tan grande, existen otras muchas estrellas infinitamente mayores que él.

Aunque sea tan grande, el Sol parece pequeño porque se encuentra a gran distancia de nosotros. Esta situado a unos 150 millones de kilómetros de distancia. Como bien se sabe, la luz se desplaza a grandes velocidades; recorre casi 300 000 kilómetros por segundo. Y aun así, la del Sol tarda unos ocho minutos y veinte segundos en llegar hasta nosotros.

El Sol esta muy caliente. Cuanto más caliente esta una cosa, más luz irradia. El Sol irradia tanta luz que, a pesar de la distancia a la que se encuentra no podemos mirarlo directamente sin protegernos los ojos. En realidad, no arde. No se trata de una esfera de fuego, sino de una esfera de gases unidos entre si con tanta fuerza que su núcleo central alcanza altísimas temperaturas. Es como un gigantesco horno nuclear con una temperatura de unos quince millones de grados centígrados. El interior del Sol emana energía que tiende a salir de la superficie. La superficie solar es una masa hirviente y burbujeante de la que surgen grandes chorros luminosos que a veces recorren distancias superiores a 1 600 000 kilómetros.

Sabias que…

La temperatura exacta del Sol es de 15 500º C; que las manchas solares no son zonas oscuras y frías sino zonas muy calientes que se ven calientes por simple comparación con lo que las rodea, pero la temperatura de estas puede alcanzar los 4 000º C; y también sabias que, es posible que la edad del Sol no sea mayor que unos 6 000 millones de años, lo que en la escala astronómica es “muy poco tiempo”.

EVOLUCION ESTELAR

Las estrellas nacen en las nebulosas, gigantescas nubes de gas –principalmente hidrogeno- y polvo que flotan en el espacio. La vida de una estrella puede durar millones o miles de millones de años. Las mas grandes son las que menos viven porque consumen hidrogeno, su combustible nuclear, a un ritmo muy acelerado. Las estrellas como el Sol queman combustible a un ritmo más suave y así pueden vivir uno diez mil millones de años. Muchas veces su tamaño nos indica la edad: las más pequeñas son las jóvenes, mientras que las más grandes están cerca de su agonía, prontas al enfriamiento o la explosión como supernovas.

Ciclo de vida de una estrella

La evolución de una estrella depende de su masa. Las más pequeñas, como el Sol, tienen vidas mucho más largas y modestas. Recién empiezan a quemar helio cuando agotan su hidrogeno. Así, sus capas

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externas comienzan a hincharse hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente terminan sus vidas en forma de enanas blancas, hasta apagarse completamente, expulsando las capas sobrantes al exterior, formando nebulosas planetarias. Las estrellas mas masivas pueden formar elementos mas pesados que el helio a partir de reacciones nucleares, debido a su mayor densidad. En la parte final de sus vidas, el núcleo colapsa y las estrellas explotan. Todo lo que queda de ellas es un remanente de hiperdenso, es decir, estrellas de neutrones. Estrellas mas masivas terminan formando agujeros negros.

Habiendo conocido como funciona una estrella, como evoluciona y como es su ciclo de vida, podemos comenzar a dar un paseo por las etapas mas criticas de la vida de una, es decir, cuando comienzan a agotar su combustible y a morir. A partir de esto, empezaremos a descubrir indicios de una posible solución a nuestro gran dilema. Y así, saber las causas de las diversas formas de muerte de una estrella.Primero debemos analizar la fase en la que una estrella comienza a agotar su combustible, como ya se había dicho, es decir, su etapa de gigante roja.

ROJO, PELIGRO Y MUERTE

Cuando una estrella agota sus reservas de hidrogeno, comienza a morir. Cuando esto sucede, el núcleo se convierte en una esfera de helio y las reacciones empiezan cesar. El helio la mantiene brillante y luminosa, hasta que se consume y comienza una fusión de carbono y oxigeno, que provoca una contracción del núcleo. La estrella sigue viviendo aunque sus capas externas se dilatan hasta convertirse en una gigante roja y por ultimo se enfrían. Estrellas similares al Sol siguen este proceso, al cabo de miles de millones de años terminan sus vidas como enanas blancas. Cuando se apaguen del todo serán enanas negras y no serán visibles en el espacio.

El limite de Chandrasekhar

Chandrasekhar se dio cuenta, sin embargo, que existe un límite a la repulsión que el principio de exclusión puede proporcionar. La teoría de la relatividad limita la diferencia máxima entre las velocidades de las partículas materiales de la estrella a la velocidad de la luz. Esto significa que cuando la estrella fuera suficientemente densa, la repulsión debida al principio de exclusión sería menor que la atracción de la gravedad. Chandrasekhar calculó que una estrella fría de más de aproximadamente una vez y media la masa del Sol no sería capaz de soportar su propia gravedad. (A esta masa se le conoce hoy en día como el límite de Chandrasekhar). Un descubrimiento similar fue realizado, casi al mismo tiempo, por el científico ruso Lev Davidovich Landau.Todo esto tiene serias aplicaciones en el destino último de las estrellas masivas.

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En 1928, un estudiante hindú de la universidad de Cambridge, Subrahmanyan Chandrasekhar, postulo un límite al cual podría llegar una estrella que fuera capaz de soportar su propia gravedad, una vez que hubiera gastado todo su combustible. A esto se le conoce como el limite se Chandrasekhar.

En astrofísica, el límite de Chandrasekhar es el límite de masa más allá del cual la degeneración de electrones no es capaz de contrarrestar la fuerza de gravedad en un remanente estelar, produciéndose un colapso que origina una estrella de neutrones o un agujero negro. Existe también, al menos en teoría, un tercer posible resultado de este colapso, que daría lo que se conoce como a una estrella de quarks. Este límite equivale a aproximadamente 1,44 masas solares, y es la masa máxima posible en una enana blanca. El valor del límite de Chandrasekhar es proporcional al cuadrado de la fracción de masa de los electrones. En una enana blanca normal hay dos nucleones por cada electrón, lo que equivale a un peso molecular por partícula de 2, pero, en determinadas condiciones, se puede dar una disminución de la cantidad de electrones mediante su captación por parte de los núcleos. Esto reduciría la masa de Chandrasekhar.

Según esto, si una estrella posee una masa menor que el límite de Chandrasekhar, puede finalmente cesar de contraerse y estabilizarse en un posible estado final, como una estrella «enana blanca», con un radio de unos pocos miles de kilómetros y una densidad de decenas de toneladas por centímetro cúbico. Una enana blanca se sostiene por la repulsión, debida al principio de exclusión entre los electrones de su materia. Estrellas con masas superiores al límite de Chandrasekhar tienen, por el contrario, un gran problema cuando se les acaba el combustible. En algunos casos consiguen explotar, o se las arreglan para desprenderse de la suficiente materia como para reducir su peso por debajo del límite y evitar así un catastrófico colapso gravitatorio, aunque esto ultimo es casi imposible.

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Gigante roja

Todas las estrellas pasan por una etapa de gigante roja. Según su masa, puede haber un colapso estelar, o simplemente una muerte en la que la estrella se apaga y termina rodeada de capas gaseosas. El núcleo de una gigante roja es diez veces menor que el original, debido a su encogimiento por la escasez de hidrogeno. Las estrellas supergigantes, de masa inicial superior a ocho soles, es decir, ocho veces la masa del Sol, viven mucho menos.Explotan por la alta densidad que alanza su núcleo, que no puede resistir su gravedad y colapsa sobre si mismo.

Una gigante roja es una estrella de masa baja o intermedia (menos de 8-9 masas solares) que, tras haber consumido el hidrógeno en su núcleo durante la etapa de secuencia principal, convirtiéndolo en helio por fusión nuclear, comienza a quemar hidrógeno en una cáscara alrededor del núcleo de helio inerte. Esto tiene como primer efecto un aumento del volumen de la estrella y un enfriamiento de su superficie, por lo que su color se torna rojizo. En un momento dado, la atmósfera de la estrella alcanza un valor mínimo crítico de la temperatura por debajo del cual ya no puede descender, lo que obliga a la estrella a aumentar su luminosidad y volumen a temperatura superficial (o sea, color) prácticamente constantes; la estrella se hincha hasta alcanzar un radio típico de unos 100 millones de km: la estrella se ha convertido así en una gigante roja.

Enana blanca

Después de pasar por la etapa de gigante roja, las estrellas de tipo solar pierden sus capas externas, originando una nebulosa planetaria. En su centro queda una “enana blanca”, un objeto relativamente chico, muy caliente (unos 200 000º C aprox.) y denso. Por millones de años se enfría hasta apagarse por completo y convertirse en enana negra.

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Una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear. De hecho, se trata de una etapa de la evolución estelar que atravesará

el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. El físico Stephen Hawking, en el glosario de su conocida obra Historia del tiempo, define a la enana blanca de la siguiente manera:Estrella fría estable, mantenida por la repulsión debida al principio de exclusión entre electrones.Las enanas blancas están compuestas por átomos en estado de plasma; como en su núcleo ya no se producen reacciones termonucleares, la estrella no posee ninguna fuente de energía que equilibre el colapso gravitatorio, por lo que la enana blanca se va comprimiendo sobre sí misma debido a su propio peso.

A partir del punto-fase de gigante roja, es en donde puede diferir el comienzo del fin de una estrella, esto depende del limite de Chandrasekhar (1.44 veces la masa del Sol). Si una estrella no pasa de este límite termina su vida como enana blanca en una nebulosa planetaria, que es lo que veremos a continuación.

CASCARAS DE GASES

Cuando las estrellas pequeñas mueren, todo lo que queda son enormes cáscaras de gases en expansión; eso es lo que se conoce con el nombre de nebulosas planetarias, aunque no tienen nada que ver con los planetas. Por lo general son objetos simétricos y esféricos. Aunque aun no se ha podido determinar el porque esta diversidad, podría deberse a efectos del campo magnético de la estrella central después de extinguirse. Cuando se observan a través de telescopios, en el centro de varias de estas nebulosas puede verse la enana blanca, el otro vestigio de la estrella precursora.La enana blanca de una nebulosa planetaria puede alcanzar dos veces la temperatura del Sol, es decir, unos 30 millones de grados centígrados. Por eso se ve blanca, aunque su luminosidad es mil veces menor.

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Pero para una estrella que sobrepase el límite, su fin es distinto, empezando por las supernovas.

SUPERNOVAS

Son las extraordinarias explosiones de estrellas gigantes hacia el final de sus vidas, con un repentino aumento de luminosidad y una enorme liberación de energía. Una supernova desprende en diez segundos, cien veces mas potencia que el Sol en toda su vida. Después de la detonación de la estrella que da origen a la supernova queda un remanente gaseoso que se expande y brilla durante millones de años. Se estima que en nuestra galaxia, la Vía Láctea, estallan dos supernovas por siglo.

Las supernovas producen destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de la intensidad hasta

alcanzar un máximo, para luego decrecer en brillo de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente. La explosión de supernova provoca la expulsión de las capas externas de la estrella por medio de poderosas ondas de choque, enriqueciendo el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la

formación de nuevas nebulosas solares que originen, después de cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar las nebulosas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).

El ocaso de una estrella

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La explosión que pone fin a la vida de una supergigante sucede porque su pesadísimo núcleo de hierro no es capaz de soportar más su propia gravedad. Al no haber mas fusión en su interior, la estrella se derrumba sobre si misma, expulsando al exterior remanentes de gases que se expanden y brillan por cientos o miles de años. Los elementos expulsados durante la explosión de la estrella proveen de nuevo material al medio interestelar. Este polvo aporta átomos pesados que pueden dar origen a nuevas generaciones de estrellas.

Remanente estelar

Cuando la estrella explota en forma de supernova deja un legado en el espacio compuesto de los elementos pesados que albergaba su núcleo antes de colapsar (carbono, oxigeno, hierro). La nebulosa del Cangrejo (M1) fue originada por una supernova vista por primera vez en China en 1054. Se encuentra a 6 500 años luz de la Tierra y tiene un diámetro de 6 años luz. La estrella que le dio origen

posiblemente haya tenido una masa inicial a diez masas solares. En 1969 fue descubierto en el centro de la nebulosa un pulsar que gira 33 por segundo y emite rayos x, lo que convierte a la nebulosa del Cangrejo en una fuente de radiación muy poderosa.

Luego de que una estrella supergigante roja explote como supernova, esta puede tener tres finales diferentes dependiendo de su masa inicial, estos son en forma de agujero negro, estrella de neutrones, o púlsares, y los veremos a continuación.

OSCURO FINAL

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La última etapa de la evolución del núcleo de una estrella es la formación de un objeto muy compacto, cuya naturaleza depende de la masa que colapsa. Las estrellas mas grandes terminan en agujeros negros. Estos elementos son tan densos que su fuerza de gravedad es terrorífica y ni siquiera deja escapar la luz. La única manera de detectar estos cadáveres estelares es observando los efectos de su fuerza de gravedad.

Viendo agujeros negros

La única forma de detectar la presencia de un agujero negro en el espacio es en relación con alguna estrella vecina. Como la gravedad del agujero negro es muy poderosa, los gases de la estrella cercana son absorbidos a gran velocidad. Todo el gas dirigido hacia el agujero forma una espiral alrededor de él, denominada disco de acreción. El disco de acreción es una acumulación gaseosa que el agujero negro absorbe de estrellas vecinas. En zonas muy cercanas al agujero negro se produce emisión de rayos X. El gas que se acumula gira a velocidades muy altas. Cuando el gas proveniente de otras estrellas choca con el disco, provoca un punto brillante y caliente.La fricción generada calienta el gas hasta un punto en el que brilla con mucha luz. En las partes más calientes se pude llagar a los 100 millones de grados. En sus bordes, el disco es frío y oscuro. En esas zonas hay emisión de rayos X. El agujero negro, al contar con una gravedad tan poderosa, atrae todo lo que pasa cerca de él y no lo deja salir. La luz no esta exenta de tal fenómeno y tampoco puede escapar, haciéndolo opaco e invisible a la vista de cualquier telescopio. Un agujero negro puede tener la misma masa que millones y millones de soles.

Hawking replantea su teoría sobre los agujeros negros

El científico británico Stephen Hawking ha reconsiderado su teoría sobre los agujeros negros del espacio y ahora sostiene que, en lugar de no tener fondo, estos hoyos emiten unas radiaciones que, finalmente, permiten descubrir su contenido.

Esta nueva teoría, que adelanta la revista 'New Scientist', será planteada por Hawking en la decimoséptima conferencia sobre Relatividad General y Gravedad que se celebrará el próximo 17 de julio en Dublín (Irlanda).

El profesor Curt Cutler, del Instituto Albert Einstein de Golm, en Alemania, que dirigirá la comisión científica en esa conferencia, ha confirmado a la revista que el sabio británico ha cursado una petición de última hora para participar en el encuentro.

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"He resuelto el problema de la paradoja de la información en los agujeros negros y quiero hablar de ello", decía la nota que Hawking envió a los organizadores.

Básicamente, su nueva teoría cuestiona que los agujeros negros sean el pozo sin fondo que todo el mundo creía, después de que él mismo haya defendido durante casi 30 años que un agujero negro destruye todo lo que cae en él.

Los agujeros negros son regiones en el espacio donde la materia se comprime hasta tal punto que ni siquiera la luz puede escapar al tirón de su enorme fuerza de la gravedad. Nada de lo que engulle un agujero negro vuelve a ser visto, o al menos eso es lo que creían hasta ahora los científicos.

Ya en 1976 el profesor Hawking demostró, según las reglas de la física cuántica, que, pese a todo, los agujeros negros son capaces de irradiar energía.

Calculó que, según se forman, comienzan a evaporarse, y en el proceso irradian energía y pierden materia.

Pero con esta "teoría de la radiación de Hawking", el matemático de la Universidad británica de Cambridge, que padece una enfermedad degenerativa que le ha postrado en una silla de ruedas, planteó uno de los principales enigmas de la física.

Este enigma se conoce como la "paradoja de la información" y se refiere al porvenir de lo que entra en un agujero negro. Según su actual teoría, la "radiación de Hawking" no contiene información alguna sobre la materia que hay dentro de un agujero negro y, una vez el hoyo se ha esfumado, esa información sobre lo que hubiera dentro se pierde también.

Pero esto entra en conflicto con una regla de la física cuántica según la cual esa información no puede eliminarse del todo.

El profesor Hawking asegura que ha resuelto esta paradoja sobre la información de los agujeros negros.

Aunque aún no se conocen todos los detalles de su descubrimiento, 'New Scientist' adelanta algunas pistas, basadas en una conferencia que dio el profesor en Cambridge.

Al parecer, Hawking sostiene ahora que los agujeros negros no tienen un "horizonte" bien definido que proteja su contenido del mundo exterior.

Estrella de neutrones

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Cuando la estrella inicial cuenta con una masa de entre 10 y 20 masas solares, su masa final será superior a la masa del Sol. A pesar de haber perdido grandes cantidades de materia durante el proceso de reacciones nucleares, la estrella termina con un núcleo denso. Por sus intensos campos magnéticos y gravitatorios, la estrella de neutrones puede terminar como pulsar. El pulsar tiene una velocidad de rotación sobre su eje muy alta, lo que permite la emisión de ondas de radio y en algunos casos de rayos X.

Si una enana blanca llega hasta el límite de Chandrasekhar, que es de 1,44 masas solares, ésta se colapsa para convertirse en estrella de neutrones.

Tras la explosión que genera por un breve tiempo a una supernova, queda un núcleo compacto hiperdenso de hierro y otros metales pesados que sigue comprimiéndose y calentándose. Su masa es demasiado grande y los electrones degenerados no son capaces de detener el colapso, por lo que la densidad sigue aumentando. En principio, la densidad necesaria para que se dé la neutronización (recombinación de electrones con protones para dar neutrones) es de 2,4 × 107 g/cm³. Como en las estrellas degeneradas no hay protones libres, la densidad necesaria es, en realidad, más elevada, dado que los electrones han de superar una barrera coulombiana bastante mayor, necesitándose aproximadamente unos 109 g/cm.

Púlsares

En 1967 se descubrió el primer púlsar, una estrella de neutrones que emite ondas de radio. Los púlsares giran unas 30 veces por segundo y tienen un campo magnético muy intenso. El púlsar emite ondas de sus dos polos magnéticos cuando rota. Si absorbe gas de una estrella vecina, se produce un punto caliente en la superficie que emite rayos X.

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Tras haber conocido los tipos de muerte de una estrella, que son enana blanca, si su masa inicial es de menos de 8 soles, agujero negro, estrella de neutrones o púlsar si su masa es de mas de 10 o 20 soles; podemos dar respuesta a nuestra problemática pregunta, la cual cuestionaba las causas de muerte de una estrella, de diferentes formas, y responder que una estrella tiene diverso fines, debido a que no todas las estrellas son del mismo tamaño, y que para medir sus masas, es necesario utilizar como unidad de medida nuestro sol, es decir, que una estrella de tamaño pequeño o sea de masa inferior a ocho veces la del sol, al culminar su vida simplemente se apaga. Y que una estrella de más de ocho veces la masa del sol, puede terminar su vida como agujero negro, como estrella de neutrones, o como pulsar debido a que no logra resistir su propia gravedad, su propia masa y colapsa, es decir, explota.

Conclusión

Tras haber culminado este proyecto, podemos decir, que se cumplió con los objetivos y que logramos resolver la cuestión en problema. Con esta gran consulta, no solo se conoció el motivo por el cual las estrellas mueren de diferentes formas, sino que también se aprendió a identificar los tipos de estrellas que existen, se conoció de que esta compuesto nuestro Sol.

Ahora sabemos que una estrella puede formar una gran nube de gases llamada nebulosa planetaria; también sabemos, que si una estrella es de masa 20 veces la del sol, al morir

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explotando como supernova, puede formar un agujero negro y que debido a su inmensa gravedad no deja salir ni la luz, sabemos que si una estrella es de 15 veces la masa del Sol, al morir también como supernova, puede formar una estrella de neutrones, que irradia grandes chorros de rayos X, y por ultimo, sabemos que si una estrella es de 10 veces la masa del Sol, al explotar en supernova esta formara un púlsar el cual es una estrella de neutrones, pero que de ella emanan rayos con ondas de radio.

Las estrellas mueren de diferentes formas porque estas pueden tener tamaños súper inmensos y también tamaños no más grandes que nuestro Sol.

Bibliografía

Enciclopedia “EL MUNDO DE LOS NIÑOS”, volumen 7, El universo. Editorial Salvat.

Atlas visual de la ciencia, volumen 2, Universo. Editorial Sol90. Laminas educativas, el cosmos, lamina 5. Periódico HOY. “Historia del tiempo”, Capítulo 6, “Los Agujeros Negros”. Editorial Crítica.

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