Este documento trata sobre las diferentes formas en que mueren las estrellas. Explica que las estrellas nacen en nebulosas de gas y polvo y que su ciclo de vida depende de su masa, con las más masivas muriendo en forma de supernovas y las menos masivas terminando como enanas blancas. Luego describe las diferentes etapas por las que pasa una estrella al agotar su combustible, como la fase de gigante roja y la formación de una enana blanca, y cómo esto varía según la masa de la estrella original

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2. INSTITUTO CEMODEN
TESIS DE BIOLOGIA
¿PORQUE LAS ESTRELLAS MUEREN
DIFERENTES FORMAS?
OSCAR O RODRIGUEZ M
DOCENTE DE BIOLOGIA
PRESENTADO POR:
JUAN DAVID BOHORQUEZ RODRIGUEZ
AÑO EN CURSO:
1001-04
BOGOTÁ D.C.
2009
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3.  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 teórico
5.1 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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4. ¿POR QUE LAS ESTRELLAS MUEREN
DIFERENTES 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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5.  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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6.  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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7.  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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8. 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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9. 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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10. 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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11. 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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12. 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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13. 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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14. 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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15. 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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16. 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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17. "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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18. 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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19. 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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20. 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.
 http://www.espacial.org/images/jpg2/hertzsprung_russell.jpg
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21.  http://www.cientec.or.cr/astronomia/articulos/graficos/evolucion2.jpg
 http://www.la-actualidad.com/img/estrella.jpg
 http://www.oni.escuelas.edu.ar/2002/SAN_LUIS/sol/foto12.jpg
 http://virtuxweb.com/wp-content/uploads/2007/09/1.jpg
 http://agaudi.files.wordpress.com/2008/09/ngc6751.jpg
 http://chandra.harvard.edu/photo/2008/catseye/catseye.jpg
 http://www.wissenschaft-
online.de/sixcms/media.php/373/thumbnails/supernova.jpg.236916.jpg
 http://www.lacoctelera.com/myfiles/adastra/nebulosaCangrejo.jpg
 http://www.elpais.com/recorte/20061206elpepusoc_1/XLCO/Ies/20061206elpepuso
c_1.jpg
 http://blackholes.stardate.org/images/2002-30-a-web_print.jpg
 http://sibien.files.wordpress.com/2008/10/agujeronegro2.jpg
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22.  http://www.cientec.or.cr/astronomia/articulos/graficos/evolucion2.jpg
 http://www.la-actualidad.com/img/estrella.jpg
 http://www.oni.escuelas.edu.ar/2002/SAN_LUIS/sol/foto12.jpg
 http://virtuxweb.com/wp-content/uploads/2007/09/1.jpg
 http://agaudi.files.wordpress.com/2008/09/ngc6751.jpg
 http://chandra.harvard.edu/photo/2008/catseye/catseye.jpg
 http://www.wissenschaft-
online.de/sixcms/media.php/373/thumbnails/supernova.jpg.236916.jpg
 http://www.lacoctelera.com/myfiles/adastra/nebulosaCangrejo.jpg
 http://www.elpais.com/recorte/20061206elpepusoc_1/XLCO/Ies/20061206elpepuso
c_1.jpg
 http://blackholes.stardate.org/images/2002-30-a-web_print.jpg
 http://sibien.files.wordpress.com/2008/10/agujeronegro2.jpg
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