Conceptos y preguntas de los estudiantes
Ideas comunes de los estudiantes
El Diagrama H-R (o diagrama color-magnitud) es una representación real de la disposición física de las estrellas en el espacio. Cada punto del diagrama representa la ubicación de una estrella.
Puente para el aprendizaje:
Pide a los alumnos que comparen los patrones de estrellas en la imagen de un cúmulo estelar con los patrones que se observan en un Diagrama H-R o CMD. Haz preguntas como: "¿Dónde están las estrellas azules en el diagrama H-R?" (Respuesta: arriba a la izquierda). "¿Dónde están las estrellas azules en la imagen del cúmulo?" (Respuesta: dispersas aleatoriamente). "¿Todos los cúmulos estelares tienen la forma de un CMD?"
El Sol es la estrella (más grande/más caliente/más brillante) o el Sol es una estrella normal.
Puente para el aprendizaje:
Esto se abordará mediante la investigación y el estudio de los rangos de temperaturas, luminosidades y tamaños de las estrellas. Los estudiantes descubrirán que el Sol no es ni extremo ni promedio, ya que no se encuentra en el punto medio del rango de características de las estrellas, como el tamaño o la temperatura. Señala que el Sol sólo parece ser la estrella más caliente y brillante debido a su gran proximidad a la Tierra.
El Sol explotará en algún momento en el futuro.
Puente para el aprendizaje:
Aunque el Sol se convertirá en una estrella gigante en el futuro, colapsará y terminará su vida como una estrella enana blanca. Las estrellas individuales sólo pueden producir una supernova si su masa es aproximadamente ocho veces mayor que la masa del Sol.
Casi todas las estrellas son blancas.
Puente para el aprendizaje:
Esta idea se deriva del hecho de que los seres humanos vemos todas las estrellas, excepto las más brillantes, como blancas, ya que los conos (receptores de color) de nuestros ojos necesitan una cantidad considerable de luz para distinguir los colores. Al examinar tanto los datos de los CMD como las imágenes de los cúmulos estelares, los estudiantes desarrollarán una apreciación de la gama de colores.
Preguntas comunes de los estudiantes
¿Por qué hay tan pocas estrellas azules?
La energía que irradian las estrellas azules masivas durante su formación es tan grande que detiene la acumulación de gas adicional. Así que, en cierto sentido, la estrella en formación obstaculiza su propio desarrollo. Las estrellas que logran alcanzar masas elevadas probablemente se hayan ubicado en regiones óptimas para la formación estelar, donde se canaliza un abundante suministro de material hacia la estrella en formación. Las estrellas azules también tienen una vida relativamente corta en comparación con otras estrellas.
http://physicsworld.com/cws/article/news/2009/jan/15/how-massive-stars-form
¿Por qué no todas las estrellas enanas blancas son blancas? ¿Qué significa que una enana blanca no sea blanca?
El color de las estrellas está directamente relacionado con la temperatura. Cuando las enanas blancas se forman inicialmente, pueden parecer de color blanco azulado. Los colores de las enanas blancas cambian a medida que se enfrían. La enana blanca más fría detectada tiene una temperatura superficial de unos 4.900 K, lo que le da un color naranja. Pero a medida que su temperatura desciende, también lo hace su luminosidad, por lo que no es tan fácil ver el color de estas enanas blancas frías y tenues.
http://www.astronomy.com/news/2014/06/remarkable-white-dwarf-star-possibly-coldest-dimmest-ever-detected
¿Por qué no hay estrellas color violeta?
Es posible que una estrella tenga una curva de radiación electromagnética máxima en el rango violeta, pero este tipo de estrella también produciría grandes cantidades de luz azul. Dado que nuestros ojos son más sensibles al azul, la veríamos azul.
https://parade.com/295384/marilynvossavant/can-stars-be-green-or-purple/
¿Por qué vemos estrellas blancas en lugar de verdes? ¿Por qué no hay estrellas verdes?
En realidad, nuestro Sol emite más luz en longitudes de onda verdes que en cualquier otro color, pero como emite todos los demás colores en cantidades relativamente iguales, todos se mezclan y nuestros ojos los perciben como blancos. Solo cuando hay un gran desequilibrio de color (por ejemplo, mucho más azul que rojo) las estrellas parecen azules o rojas, etc.
¿Por qué las estrellas forman grupos y no están dispersas aleatoriamente en el Diagrama H-R?
Las estrellas de la secuencia principal son estrellas estables que fusionan hidrógeno. Para cualquier masa inicial, una estrella debe fusionar hidrógeno a una determinada velocidad para equilibrar la fuerza gravitatoria. Esta velocidad de fusión controla la temperatura y la luminosidad de la estrella, por lo que la secuencia principal es una región bien definida en el diagrama. Del mismo modo, las propiedades de las gigantes y las enanas blancas están limitadas por los diferentes procesos físicos internos que crean un estado de equilibrio, por lo que se forman agrupaciones de temperaturas y luminosidades.
http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/cosmicengine/stars_hrdiagram.html¿Por qué la mayoría de las estrellas se encuentran en la secuencia principal?
Una estrella pasa aproximadamente el 90% de su vida en esta fase inicial de fusión del hidrógeno, por lo que es ahí donde se encuentran la mayoría de las estrellas. Aunque la vida de las enanas blancas es considerablemente larga, el Universo aún es tan joven que aún no se han formado grandes cantidades de enanas blancas.
¿Por qué el eje de temperatura en el Diagrama H-R está al revés (los números más grandes están cerca del origen)?
Los diagramas originales publicados por Hertzsprung y Russell ordenaban las estrellas a lo largo del eje x según clases espectrales, desde B hasta M. Una estrella de clase espectral B tenía un espectro visual que alcanzaba su máximo en longitudes de onda cortas (azules), mientras que el espectro de una estrella de clase M alcanzaba su máximo en longitudes de onda más largas (rojas). Las longitudes de onda (máximas) aumentaban de izquierda a derecha. Los Diagramas H-R posteriores comenzaron a enumerar las temperaturas a lo largo del eje x, pero la tendencia de la temperatura es opuesta a la tendencia de la longitud de onda máxima. Una estrella azul tiene un valor de temperatura alto, pero una longitud de onda espectral máxima baja.
¿Cómo sabemos la edad del Sol?
Suponemos que el Sol se formó aproximadamente al mismo tiempo que su sistema planetario. Podemos hacer una estimación de la edad del Sol aplicando lo que sabemos sobre las tasas de fusión nuclear a las características físicas del Sol. Las rocas más antiguas sin alterar del Sistema Solar son meteoritos con dataciones radiométricas que promedian 4.600 millones de años, lo que concuerda con la edad predicha por la física nuclear.
¿Cómo sabemos la temperatura del Sol?
La temperatura superficial del Sol se puede calcular de la misma manera que la de todas las demás estrellas, trazando una curva de radiación electromagnética de su producción de energía. A continuación, se puede utilizar la ley de desplazamiento de Wien para estimar su temperatura. La estimación de la temperatura se puede ajustar analizando las líneas de absorción en el espectro solar.
¿Cómo sabemos cuál es la masa del Sol?
La ley de gravitación universal de Newton puede utilizarse para calcular la masa del Sol. Para ello, es necesario conocer la distancia de un planeta (como la Tierra) al Sol y su velocidad orbital. La tercera ley de Kepler sobre el movimiento planetario proporciona esta información.
Las enanas blancas ya no se alimentan de la fusión nuclear. ¿Qué impide que colapsen y se conviertan en un agujero negro?
En un gas caliente normal, los electrones de los átomos pueden ocupar niveles de energía más altos y dejar algunos espacios vacíos en los niveles de energía más bajos. Las estrellas enanas blancas colapsan hasta que se comprimen tanto que los electrones se ven empujados hacia el interior, hacia el núcleo de los átomos, y no quedan espacios vacíos en los niveles de energía más bajos. Esto crea un gas degenerado, que no puede comprimirse más y se opone a la fuerza de la gravedad.