Pregrado
  1. Mecánica clásica  1.1. dinámica  1.1.1. Movimiento en una dimensión  1.1.2. Movimiento en dos dimensiones  1.1.3. projectile motion  1.1.4. Velocidad relativa  1.1.5. Movimiento circular uniforme  1.1.6. Movimiento circular no uniforme  1.1.7. Sistemas de referencia y transformaciones  1.2. Newton's Laws of Motion  1.2.1. Primera ley del movimiento  1.2.2. Segunda ley del movimiento  1.2.3. Tercera Ley del Movimiento  1.2.4. Aplicaciones de las leyes de Newton  1.2.5. Fricción y sus tipos  1.2.6. Diagrama de Cuerpo Libre  1.2.7. Restricciones y pseudo-fuerzas  1.3. Trabajo y energía  1.3.1. Trabajo realizado por la fuerza  1.3.2. Teorema trabajo-energía  1.3.3. Energía cinética  1.3.4. Energía potencial en la mecánica clásica  1.3.5. Fuerzas conservativas y no conservativas  1.3.6. Conservación de la Energía  1.3.7. Poder y eficiencia  1.4. Velocidad y colisiones  1.4.1. Momento lineal  1.4.2. Conservación del momento  1.4.3. Impulso y fuerza de impacto  1.4.4. Colisión elástica e inelástica  1.4.5. Centro de masa y velocidad  1.4.6. Propulsión de Cohetes  1.5. Movimiento rotacional  1.5.1. Torque y Momento Angular  1.5.2. Momento de inercia  1.5.3. Cinemática Rotacional  1.5.4. Energía Rotacional  1.5.5. Movimiento de rodadura  1.5.6. Precesión y movimiento giroscópico  1.6. Fuerza gravitacional  1.6.1. La ley de la gravitación universal de Newton  1.6.2. Energía potencial gravitatoria  1.6.3. Mecánica orbital  1.6.4. Leyes del movimiento planetario de Kepler  1.6.5. Campo y potencial gravitatorio  1.7. Mecánica de fluidos  1.7.1. Presión y el Principio de Pascal  1.7.2. Flotabilidad y el principio de Arquímedes  1.7.3. Dinámica de Fluidos y el Principio de Bernoulli  1.7.4. Viscosidad y la ley de Poiseuille  1.7.5. Tensión superficial y capilaridad  1.8. Oscilaciones y ondas  1.8.1. Movimiento Armónico Simple  1.8.2. Oscilaciones amortiguadas y forzadas  1.8.3. Oscilaciones acopladas y modos comunes  1.8.4. Propiedades y tipos de ondas  1.8.5. Ondas Sonoras y el Efecto Doppler  1.8.6. Interferencia de ondas y superposición
  2. Electromagnetismo  2.1. Electrostática  2.1.1. Carga eléctrica y propiedades  2.1.2. Ley de Coulomb  2.1.3. Electric field and electric potential  2.1.4. La Ley de Gauss  2.1.5. Capacitancia y Dieléctrico  2.1.6. Dipolo eléctrico y energía potencial  2.2. Circuitos eléctricos  2.2.1. Corriente y Resistencia  2.2.2. Ley de Ohm  2.2.3. Leyes de Kirchhoff  2.2.4. Circuito RC  2.2.5. Circuitos de CA y Reactancia  2.2.6. Electricidad y energía eléctrica  2.3. Magnetismo  2.3.1. Campos y Fuerzas Magnéticas  2.3.2. La Ley de Ampere  2.3.3. Momento dipolar magnético  2.3.4. Ley de Biot-Savart  2.3.5. Materiales Magnéticos y Histeresis  2.4. Inducción electromagnética  2.4.1. Ley de Faraday  2.4.2. La ley de Lenz  2.4.3. Autoinducción y mutua inducción  2.4.4. Transformadores y Circuitos Inductivos  2.5. Ecuaciones de Maxwell  2.5.1. La ley de Gauss para la electricidad  2.5.2. Ley de Gauss para el magnetismo  2.5.3. La ley de inducción de Faraday  2.5.4. Ley de Ampere-Maxwell  2.5.5. Ondas electromagnéticas
  3. Termodinámica  3.1. Leyes de la Termodinámica  3.1.1. Ley cero de la termodinámica  3.1.2. Primera ley de la termodinámica  3.1.3. Segunda Ley  3.1.4. Tercera Ley  3.2. Calor y trabajo  3.2.1. Transferencia de calor (conducción, convección, radiación)  3.2.2. Expansión térmica  3.2.3. Motores térmicos y refrigeradores  3.2.4. Ciclo de Carnot y eficiencia  3.3. Mecánica estadística  3.3.1. Distribución de Maxwell–Boltzmann  3.3.2. Entropía y Probabilidad  3.3.3. Función de partición  3.3.4. Estadísticas de Fermi–Dirac y Bose–Einstein
  4. Óptica  4.1. Óptica Geométrica  4.1.1. Reflexión y refracción  4.1.2. Espejos y lentes  4.1.3. Instrumentos Ópticos  4.1.4. El principio de Fermat  4.2. Óptica de ondas  4.2.1. Interferencia en la óptica de ondas  4.2.2. Difracción  4.2.3. Polarización  4.2.4. Coherencia y holografía
  5. Mecánica cuántica  5.1. Dualidad onda-partícula  5.1.1. Radiación de cuerpo negro en la dualidad onda-partícula en la mecánica cuántica  5.1.2. Efecto fotoeléctrico  5.1.3. Dispersión Compton  5.1.4. Longitud de onda de De Broglie  5.2. Ecuación de Schrödinger  5.2.1. Ecuación de Schrödinger independiente del tiempo  5.2.2. Partícula en una caja  5.2.3. Efecto túnel cuántico  5.2.4. Pozos de potencial y obstáculos  5.3. Estados Cuánticos  5.3.1. Función de onda  5.3.2. Operadores cuánticos  5.3.3. Principio de incertidumbre de Heisenberg  5.3.4. Momento angular y espín
  6. Relatividad  6.1. Relatividad especial  6.1.1. Transformaciones de Lorentz  6.1.2. Expansión del tiempo y contracción de la longitud  6.1.3. Energía y momento relativista  6.2. Relatividad general  6.2.1. Principio de Equivalencia  6.2.2. Métrica de Schwarzschild  6.2.3. Ondas gravitacionales  6.2.4. Agujeros negros y horizontes de eventos
  7. Física del estado sólido  7.1. Estructura cristalina  7.1.1. Redes de Bravais  7.1.2. Difracción de rayos X  7.1.3. Teoría de bandas  7.1.4. Fonones y vibraciones de red  7.2. Propiedades Eléctricas y Magnéticas  7.2.1. Conductores, Semiconductores e Aislantes  7.2.2. Superconductividad  7.2.3. Efecto Hall
  8. Física nuclear y de partículas  8.1. Estructura Atómica  8.1.1. Modelo Atómico  8.1.2. Energía de enlace nuclear  8.2. Radiactividad  8.2.1. Desintegración alfa, beta, gamma  8.2.2. Vida media  8.2.3. Fisión y Fusión Nuclear  8.3. Física de partículas  8.3.1. Modelo Estándar  8.3.2. Quarks y Leptones  8.3.3. antimateria  8.3.4. Interacciones fundamentales
  9. Astrofísica y cosmología  9.1. Evolución estelar  9.1.1. Formación estelar  9.1.2. Agujeros negros y estrellas de neutrones  9.1.3. Enanas blancas y supernovas  9.2. Cosmología  9.2.1. La Teoría del Big Bang  9.2.2. Materia oscura y energía oscura  9.2.3. Fondo cósmico de microondas

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Evolución estelar


La evolución estelar es el estudio de cómo las estrellas se forman, cambian y eventualmente mueren en escalas de tiempo astronómicas. Las estrellas no son objetos estáticos; nacen de nubes de gas, envejecen y sufren importantes cambios a lo largo de sus vidas. Comprender la evolución estelar ayuda a los astrofísicos a comprender el ciclo de vida de las estrellas y proporciona información sobre la historia y el futuro del universo.

Nacimiento de estrellas

Las estrellas comienzan sus vidas en gigantescas nubes moleculares conocidas como nebulosas. Estas nubes están compuestas principalmente de gas de hidrógeno, polvo y otros elementos. El proceso de formación estelar comienza cuando partes de la nebulosa se contraen debido a fuerzas gravitacionales. Esta contracción crea una región llamada protoestrella. La energía gravitacional de este proceso de formación se transforma en calor, haciendo que la temperatura de la protoestrella aumente con el tiempo.

Protoestrella

Durante la etapa de protoestrella, la presión y la temperatura en el núcleo continúan aumentando a medida que más material es atraído. Cuando el núcleo se calienta lo suficiente, comienzan las reacciones de fusión nuclear, usualmente comenzando con la fusión de átomos de hidrógeno en helio. Esta transformación marca el nacimiento de una nueva estrella.

        Hidrógeno + Hidrógeno → Helio + Energía H + H → He + Energía
    Hidrógeno + Hidrógeno → Helio + Energía H + H → He + Energía

Fase de secuencia principal

Una vez que comienza la fusión nuclear, la estrella entra en la fase de "secuencia principal", el período más largo de la evolución estelar. Nuestro Sol es actualmente una estrella de secuencia principal. En esta etapa, las reacciones nucleares en el centro de la estrella equilibran las fuerzas gravitacionales que presionan la estrella hacia dentro y la presión de los gases calientes que la empujan hacia afuera.

Estrellas de baja masa Estrellas de alta masa

Diagrama de Hertzsprung–Russell

La posición de las estrellas en el diagrama de Hertzsprung-Russell (HR) refleja su temperatura y luminosidad (brillo). La mayoría de las estrellas, incluido el Sol, se encuentran a lo largo de la banda de "secuencia principal" en este diagrama.

Evolución de estrellas de baja masa

Las estrellas de baja masa, como nuestro Sol, pasan la mayor parte de sus vidas convirtiendo hidrógeno en helio. Durante miles de millones de años, cuando se agota su combustible de hidrógeno, el núcleo se contrae y se calienta, causando que las capas externas se expandan y la estrella se convierta en una gigante roja. En esta etapa, las capas exteriores de la estrella pueden ser expulsadas, formando una nebulosa planetaria, mientras el núcleo se reduce a una enana blanca.

gigante roja enana blanca

Enanas blancas y nebulosas planetarias

Cuando una estrella se convierte en una gigante roja, eventualmente arroja sus capas exteriores en una manta de gas y polvo, formando una manta conocida como nebulosa planetaria. El núcleo dejado atrás se enfría y se clasifica como una enana blanca, un remanente caliente y denso del tamaño de la Tierra que ya no está experimentando fusión.

        Estrella similar al Sol → Gigante Roja → Nebulosa Planetaria → Enana Blanca
    Estrella similar al Sol → Gigante Roja → Nebulosa Planetaria → Enana Blanca

Evolución de estrellas de alta masa

Las estrellas con masas mucho mayores que el Sol, llamadas estrellas de alta masa, experimentan una conclusión más dramática. Después de agotar su combustible de hidrógeno, tales estrellas entran en una fase de supergigante roja. Las altas temperaturas y presiones les permiten fusionar elementos más pesados que el helio, como el carbono y el oxígeno.

Supergigante roja

Supernovas y estrellas de neutrones

Cuando ya no puede ocurrir fusión debido a la formación de hierro, el núcleo se vuelve inestable y colapsa. Este colapso lleva a una explosión de supernova, donde las capas exteriores son expulsadas al espacio. Este evento catastrófico deja dos posibles remanentes: una estrella de neutrones o, si la estrella original era lo suficientemente masiva, un agujero negro.

        Estrella masiva → Supergigante Roja → Supernova → Estrella de Neutrones o Agujero Negro
    Estrella masiva → Supergigante Roja → Supernova → Estrella de Neutrones o Agujero Negro

Estrellas de neutrones

Estos son objetos increíblemente densos que quedan después de una supernova, compuestos principalmente de neutrones. Tienen típicamente alrededor de 20 kilómetros de diámetro, pero tienen una masa mucho mayor que el Sol.

Agujeros negros

Las estrellas muy masivas pueden convertirse en agujeros negros después de una supernova. La gravedad de estos cuerpos es tan fuerte que nada, ni siquiera la luz, puede escapar de ellos.

Importancia de la evolución estelar

El estudio de la evolución de las estrellas arroja luz sobre muchos fenómenos en el universo. La formación de estrellas contribuye al crecimiento de las galaxias, mientras que su muerte enriquece el medio interestelar con elementos pesados necesarios para la formación de planetas y vida. Cada etapa, desde la tranquila secuencia principal hasta las explosivas supernovas, cuenta una historia sobre el cambio cósmico.

Los astrónomos recopilan datos sobre la edad, la estructura y las etapas del ciclo de vida de las estrellas a través de técnicas como la espectroscopía y las observaciones telescópicas. Al comprender estos procesos estelares, desvelamos no solo el funcionamiento de las estrellas, sino también la historia y la estructura del universo.

Las ecuaciones y teorías que gobiernan las fuerzas dentro de las estrellas son fundamentales para esta comprensión. Considere el equilibrio del núcleo durante la fase de secuencia principal:

        Presión Gravitacional = Presión de Radiación
    Presión Gravitacional = Presión de Radiación

El continuo intercambio y conversión de energía mantiene este equilibrio durante millones o miles de millones de años, reflejando la naturaleza dinámica de todas las estrellas.

Conclusión

El ciclo de vida de una estrella desde su formación hasta su destrucción va acompañado de cambios a gran escala que dan forma al universo. Desde nebulosas hasta estrellas de secuencia principal, gigantes rojas y posiblemente supernovas, cada etapa de la evolución estelar está marcada por complejos procesos físicos y narrativas cósmicas. Estos procesos no solo nos cuentan sobre las vidas de las estrellas, sino que también proporcionan información fundamental sobre el universo en el que vivimos. Tal comprensión enriquece nuestro conocimiento sobre la cosmología y la hermosa complejidad de los fenómenos astronómicos.


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