Método Científico Experimental
*Planteamiento del problema: Acerca de las estrellas.
*Marco teórico:
En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es todo cuerpo celeste que brilla con luz propia. Ahora bien, de un modo más técnico y preciso, podría decirse que se trata de un cúmulo de materia en estado de plasma en un continuo proceso de colapso, en la que interactúan diversas fuerzas que equilibran dicho proceso en un estado hidrostático. El tiempo que tarde en colapsar dicho cúmulo, depende del tiempo en el que las diversas fuerzas dejen de equilibrar la hidrostásis que da forma a la estrella.
Descripción
Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08[1] y 120-200[2] masas solares (Msol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington. Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:Ciclo de vida
Mientras las interacciones se producen en el núcleo, sostienen la hidrostásis del cuerpo y este mantiene su apariencia iridiscente predicho por Niels Bohr en la teoría de las órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia) se dilatan en el tiempo, las partes más externas del objeto comienzan a fusionar sus átomos. Esta parte más externa, por no estar restringida al mismo nivel que el núcleo, produce un aumento del diámetro. Llegados a cierta distancia, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta fase, el objeto entra en la fase de colapso, por lo que la fuerza de la gravedad (la otra parte en interacción) y las interacciones de fusión en las capas más externas del objeto, producen una constante variación del diámetro, en las que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias en un momento en el que las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar.Se puede decir que dicho proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de la masa total de la estrella, la fusión de material entrará en su proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el Principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova.
Generación de energía en las estrellas
A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cuál era la fuente de la increíble energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Sir Arthur Eddington fue el primero en sugerir en la década de 1920 que el aporte de energía procedía de reacciones nucleares. Existen dos tipos de reacciones nucleares, las de fisión y las de fusión. Las reacciones de fisión no pueden mantener la luminosidad de una estrella debido a su relativamente bajo rendimiento energético y, sobre todo, a que requieren elementos más pesados que el hierro, los cuales son poco abundantes en el Universo. El primer mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusión capaces de mantener la estructura interna de una estrella fue descubierto por Hans Bethe en 1938, es válido para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva el nombre de su descubridor (ciclo de Bethe o ciclo CNO).Aun así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones, estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow.
Composición
La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio.En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su riqueza en metales en dos grandes grupos. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella.
Clasificación
La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catálogo del Observatorio Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad.
Ha habido muchos descubrimientos acerca de las estrellas, qué son, cómo funcionan, de qué están hechas, cómo se originan y cómo terminan, etc.
Ya que su estudio inicio desde el descubrimiento del sistema solar y otros grandes ancotecimientos referente al mismo tema de estudio que esla ASTRONOMIA.
Pe
Todas las civilizaciones han podido verlas sin necesidad de instrumentos o avances técnicos.
Ya que su estudio inicio desde el descubrimiento del sistema solar y otros grandes ancotecimientos referente al mismo tema de estudio que es
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Todas las civilizaciones han podido verlas sin necesidad de instrumentos o avances técnicos.
*Hipótotesis.
-¿Por qué las estrellas "salen" sólo en la noche y no de día?
-¿Por qué las estrellas "salen" sólo en la noche y no de día?
-¿Cuál es el diámetro de cada estrella?
-¿Las estrellas tienen algun color en especial?
-¿Las estrellas presentan algún ciclo de vida?
-¿Por qué parpadean las estrellas?
-¿Por qué las estrellas “salen” solo de noche y no de día?
Las estrellas están en el cielo día y noche. Durante el día nuestra estrella, el Sol, hace nuestro cielo tan brillante aunque no podemos ver las estrellas mucho más débiles. En la noche, cuando el cielo está oscuro, la luz de las estrellas puede ser vista. -¿Por qué brillan las estrellas?Existen en el universo innumerables soles como el que ilumina y calienta a
Su luz nos llega como un brillo suave, a causa de la gran distancia a que se encuentran de nosotros. Esta distancia es tan enorme que la unidad que se toma para su medición es el “año luz”, equivalente a la distancia que recorre la luz durante un año en el vacío.
-¿Cuál es el diámetro de una estrella?Medir el tamaño de una estrella no es facil. El método es observar estrellas de todos los tipos espectrales que sean binarias, es decir, que tengan una compañera. Además, debe cumplirse la condición de que sean eclipsantes, es decir, que una pase por delante de la otra cada cierto tiempo.
Con esto y la tercera ley de Kepler se utiliza un algoritmo iterativo (paralaje dinámica) en el que hay que hacer una aproximación (la relación masa luminosidad). Con este algoritmo, se puede obtener la distancia al par de estrellas y su masa.
Con esta distancia y la curva de luz del eclipse, se puede establecer de forma aproximada el radio de las estrellas binarias eclipsantes. Posteriormente, se asigna a cada tipo espectral de cada clase de luminosidad un radio estelar. Si tenemos en cuenta que en el diagrama HR hay muchas incertidumbres (a un tipo espectral bien determinado le corresponde un rango de luminosidades), los radios obtenidos son simplemente una mera aproximación, por lo que es normal encontrar diferentes valores, según los autores. Este es un método habitual para medir radios de estrellas, pero hay otros, como ocultaciones por
La característica común a todos ellos es que miden radios (o diámetros) angulares, por lo que es necesario conocer la distancia para saber el radio lineal. Además, las magnitudes angulares medidas son muy pequeñas, por lo que llevan asociadas errores muy grandes.
-¿Las estrellas presentan algún ciclo de vida?
Uno de los descubrimientos más grandes de la ciencia moderna ha sido que las estrellas (como las personas) viven solamente un período de vida cuantificable y luego mueren. A pesar de que las vidas de las estrellas son enormemente mayores que el lapso de la vida humana, nosotros, los humanos, podemos conocer acerca de la historia de la vida de las estrellas estudiándolas en las diferentes etapas de su ciclo de vida, desde el nacimiento hasta la muerte. El lento proceso de la vida y muerte estelar se ha deducido de agrupaciones de estrellas llamadas “racimos de estrellas”, que son aquellas que han nacido juntas y viven sus vidas como un grupo. El Sol mismo no durará tampoco para siempre, sino que algún día morirá. Se expandirá eventualmente, se irá enfriando y hará la vida como la conocemos hoy en la Tierra imposible, cosa que sucederá independientemente de lo que los humanos hagamos; claro, que para esa época es posible que nuestros descendientes, desde mucho tiempo antes, se hayan ido a residir a otro vecindario, pues a pesar del oscurantismo, la superstición, la ignorancia, la explotación de unos humanos por otros, la humanidad en su conjunto no deja de avanzar, y a juzgar por los conocimientos que hoy tiene del Universo y la vida a través de la ciencia, las posibilidades de hacer esto son reales.
