Física

1. Universidad Autónoma del Carmen
Unidad Académica del campus II
UAC: Física
Docente: Mardoqueo Moreno H
Tema:
“articulo de revista científica”
Alumna: Dariola de J. López Uc
Grado: 4° semestre Grupo: “H”

2. Revista muy interesante
• La revista como su nombre lo dice es muy
interesante pues habla de temas diverso como son la
ciencia, tecnología, etc.
El articulo que elegí del cual hablare a
continuación trata sobre que son las estrellas.
Como evoluciona, las que aprendí son: pre-
principal, secuencia principal y fases finales.

3. ¿Qué son las estrellas de neutrones y
de quarks?
• La evolución de una estrella está dictada por su
masa y composición química iniciales. Cuanto
más masiva es una estrella, más rápidamente
agota sus fuentes de energía. Es como si cada
estrella tuviera su propio DNI. Hoy día existen
códigos numéricos informáticos que son capaces
de reproducir la evolución estelar desde el
colapso gravitacional inicial hasta las fases finales:
enanas blancas, púlsares o agujeros negros,
dependiendo de la masa inicial. Aquí nos
centraremos en la evolución de las estrellas más
masivas.

4. La evolución estelar se puede resumir
en tres fases:
• 1) Pre-secuencia principal: La fuente de energía proviene del
colapso gravitacional. Estas estrellas son relativamente frías y
tienen un radio muy grande. Pueden pasar desde miles de
años hasta millones de años en esta fase, dependiendo de la
masa inicial. Son los llamados bebés estelares.
• 2) Secuencia principal: A medida que la estrella se va
contrayendo, la temperatura en el núcleo aumenta, hasta que
es lo suficientemente alta para la fusión del hidrógeno. La
estrella pasará gran parte de su vida en la secuencia principal,
dado que hay combustible suficiente para ello (de media, un
70% de la masa estelar está constituida de hidrógeno).

5. • 3) Fases finales: Una estrella masiva va progresivamente
quemando hidrógeno, luego helio, carbono... formando
elementos cada vez más pesados en su interior. Su
estructura se parece a una cebolla y cada capa tiene una
composición química distinta. Al llegar al hierro, no es
posible sacar más energía de los procesos nucleares de
fusión. El núcleo estelar de hierro restante debe soportar
el peso de las capas superiores y se contrae formando un
núcleo de neutrones. Las capas externas caen sobre este
núcleo neutrónico y al tocarlo tiene lugar un rebote que
envía este material al exterior con velocidades altísimas.
¡Tenemos una supernova! La energía asociada es
enorme: del orden de 10**51 ergios. Gran parte de la
energía de la explosión de una supernova se la llevan los
neutrinos. ¡Solo el 1% de la energía está en el rango
óptico!