Focusing on Second Life as a case study

Las diferentes etapas por las cuales una estrella se desarrolla, son estudiadas por Astrónomos y Físicos de todo el planeta; estos que bajo consensos dados desde la evidencia generaron un modelo aproximado de las diversas estrellas que se pueden observar, caracterizar y estudiar empleando herramientas como telescopios, antenas de radio, computadoras, espectrógrafos, entre otros aspectos. Estas construcciones conceptuales se van enriqueciendo y van evolucionando acorde al desarrollo de la tecnología.

Las etapas sucesivas por las que una estrella atraviesa durante su ciclo de vida, fueron estudiadas y sistematizadas por Hertzprung (categorías por luminosidad) y Russell (categorías según la clase espectral), estos científicos establecieron las diferentes características que tiene una estrella a lo largo de la secuencia que describe su periodo de existencia; las cuales se logran condensar en un gráfico de cuatro variables, que se pueden apreciar y medir en una estrella, estos aspectos referentes son: Luminosidad, Clase espectral (Temperatura), Color y Magnitud absoluta; son estas características las que contribuyen a la comprensión del diagrama Hertzprung-Russell (H-R) que se aprecia en la ilustración 4, la cual es construida desde los datos de observaciones sistematizadas y socializadas por Space Sciencce Resources (Rienhardt, 2012) .

Es de resaltar que existen propuestas para la enseñanza de la evolución estelar, diagramas H-R, clasificación espectral estelar y clasificación de galaxias entre otras; como se pudo contrastar en el artículo publicado Astronomical Society of Australia, elaborado por Skala, Salter, Adams, quienes exponen “these student-centred learning activities take a 20-30 minutes to complete and are interested once each week during the regularaty

scheduled lecture period. The activity titel are listed in a table 1.” (Skala, Slater, & Jeffrey.,

2000), ellos enuncian otras actividades adicionales a las que ya se habían mencionado anteriormente, pero el propósito de su investigación se fundamenta en la comprensión de cómo los grupos colaborativos de estudiantes, forman conceptos asociados a las actividades astronómicas desarrolladas mediante lecturas de diferente tipo y diferentes temas.

La comprensión de este elemento sintético (diagrama H-R), permite entender las diversas etapas por las cuales las estrellas atraviesan y se encuentran en los diferentes momentos durante su periodo de vida. Estos datos son consignados en los ejes del diagrama, que permiten dar una primera explicación referente al brillo, color, luminosidad y clase espectral principalmente; pero la evolución del concepto tiene un nuevo ímpetu al estudiar cómo se consume el combustible nuclear de la estrella, la cual según sea la relación de su masa inicial y su metalicidad se producirá un objeto estelar diferente al llegar a cada nueva etapa, hasta su estado final de su ciclo de vida.

La categorización de las estrellas se da en función de su masa y por ende su atracción, esto tomando como referencia nuestra estrella anfitriona (el Sol). Dado que el concepto de la velocidad de escape o velocidad mínima necesaria para salir de su influencia, visto desde la definición de Hawking, según el cual “si la velocidad inicial hacia arriba supera un cierto valor crítico llamado velocidad de escape, la gravedad no

será suficientemente intensa para detener la partícula, y ésta se escapará.” (Hawking S. ,

Prediciendo el Futuro, 2002), para que un objeto pueda escapar de su influencia gravitatoria, la cual se da en función de la masa del objeto astronómico; esta es la velocidad necesaria para cumplir con éxito el escapar de la influencia atractiva, estelar o planetaria según sea el caso. Para una estrella la masa no es la única variable en la cual se debe fijar el proceso, ya que dado su tamaño (volumen) afecta de la misma forma, observado desde la densidad, es decir, que a mayor masa y menor volumen, la densidad de la estrella aumenta y de la misma forma su atracción gravitatoria.

Los tipos de estrellas son catalogadas en función de la masa inicialmente: de menor a mayor como se puede leer en el mapa conceptual que se presenta en la ilustración 5. Según Hawking, podemos definir como una estrella se forma “cuando una gran cantidad de gas, principalmente hidrógeno, comienza a colapsar sobre sí mismo debido a su atracción gravitatoria. Conforme se contrae, sus átomos empiezan a colisionar entre sí,

cada vez con mayor frecuencia y a mayores velocidades”. (Hawking S. , 1987), lo cual

permite definir, como se relacionan los conceptos de gravedad, presión y densidad con los procesos de fusión nuclear y la generación de energía al interior del astro.

La fusión nuclear, se presenta al interior de la estrella, en donde la presión contra resta la acción gravitatoria desencadena por el colapso hacia el centro los átomos de la nube de gases, esto hace que se incremente la temperatura indicando que se aumentan las colisiones, pero la presión generada para evitar el decaimiento de toda la materia en dirección al núcleo genera un equilibrio entre estos dos aspectos físicos (equilibrio hidrostático). Los átomos de Hidrógeno (H) se fusionarán dado el incremento en los

Ilustración 4 Diagrama Hertzprung-Russell (H-R) “Elaboración propia con datos reales” Eje vertical (Luminosidad), Parte Superior (Clase Espectral), Eje Horizontal (Temperatura)

choques, liberando así grandes cantidades de energía (luz, rayos gamma y obteniendo Helio (He), según Hawking “A medida que dichas nubes se contraen bajo la acción de su propia gravedad, el gas se calienta y al final llega a temperatura suficientemente elevada para

iniciar la reacción de fusión nuclear que convierte hidrógeno en helio” (Hawking S. ,

Prediciendo el Futuro, 2002), es así que se enmarca el proceso de colisiones protón-protón (PP).

La etapa en la cual una estrella agota su combustible nuclear, es decir el momento en el que cesan la mayoría de reacciones primarias de fusión, donde las estrellas evolucionan de forma distinta, por ello la evolución estelar genera una aproximación a la explicación en la que estos cuerpos astronómicos varían su brillo y color. Es así que el acercamiento a la comprensión del diagrama de Hertzprung-Russell (H-R) que se aprecia en la ilustración 4, es de gran importancia pues sus cuatro ejes permiten conocer y relacionar aspectos como: Clase espectral, Magnitud Absoluta, Color y Luminosidad los cuales acercan el concepto de densidad de un astro (relación masa-volumen).

El diagrama H-R ubica y relaciona las estrellas de una forma sintética, además genera una aproximación a cómo se comportan los astros en la última etapa de su vida. Un acercamiento conceptual al tiempo de permanencia de una estrella en la secuencia principal

“Una estrella permanece en la secuencia principal aproximadamente el 90% de su vida.

El tiempo de permanencia depende de su situación en el diagrama y, por tanto, de su masa”

(Tena, 2001), lo cual permite una primera aproximación a las diferentes etapas de la estrella en el transcurso de sus diferentes momentos, en los cuales se pueden apreciar su brillo desde joven hasta la edad adulta, durante su estadía en la secuencia principal, la cual es la sección del diagrama H-R donde se presenta mayor aglutinamiento de puntos y que atraviesa por diferentes colores, desde azul hasta el rojo.

La evolución estelar, permite integrar herramientas de aproximación a los distintos tipos de estrellas que se pueden describir en su clasificación espectral, permitiendo crear actividades de reconocimiento en la bóveda celeste y acercar inicialmente esta experiencia sensible a datos verificables mediante el uso de una herramienta adecuada, así la observación ayuda a ubicar diferentes objetos astronómicos en un diagrama H-R de manufactura propia, parecido a las actividades desarrolladas y planteadas desde Network for Astronmy School Education (NASE) y cuya propuesta se puede observar en la ilustración 6 actividad que recibe sustento teórico desde lo planteado por Ortigosa quien dice “La banda diagonal que va del extremo superior izquierdo del diagrama al inferior derecho, se conoce como secuencia principal. La mayoría de las estrellas clasificadas allí

están fusionando hidrógeno en helio.” (Ortigosa, 2004). De forma semejante se estudian

los momentos finales de la vida de la estrella y de cómo la relación de la masa permite establecer el tipo de remanente que tendrá el cuerpo estelar, es decir que según sea su masa será el desenlace en la última etapa de la vida de las estrellas “Según las teorías más recientes de la evolución estelar, una estrella cuya masa no excede 6 u 8 veces la masa solar, arroja al espacio, en las últimas etapas de su evolución, una gran parte de su

materia principalmente cuando se expande y se vuelve una gigante roja.” (Hacyan, 1998),

esto permite allegar el concepto de muerte de una estrella a este Estado final en el cual su brillo cambia, de tal forma que posibilita emplear la observación sin uso de elementos

adicionales como herramienta en la construcción de conocimiento y el uso de este para confrontar la teoría con la experiencia sensible, así pues se fomenta una cultura de la indagación y se enriquecen las discusiones en los grupos de estudiantes que realicen esta práctica.

Continuando el estudio del diagrama H-R en especial en referencia a la permanencia de las estrellas en la secuencia principal, se hace evidente la existencia de unas líneas curvas de tendencia horizontal al interior del mismo, en el cual se evidencian los estados finales en la vida de una estrella y desde la cual se conjeturan los pasos hacia el final del ciclo de vida de la estrella, y que según sea su masa tendrá un final diverso, es decir que existe un límite en el cual la estrella evolucionará de una forma diferente a un simple apagamiento

“una enana blanca y encontró un hecho sorprendente que no había sido

descubierto hasta entonces: la presión de los electrones degenerados sólo puede detener el colapso gravitacional de la estrella si la masa de ésta es menor que un valor crítico… que es de 1.5 veces la masa del Sol. Aquellas estrellas cuya masa excede este valor límite

no pueden detener su colapso gravitacional y deben proseguir encogiéndose.” (HACYAN,

2003).

Lo anterior indica que la parte final de la estrella “morirá” como una enana blanca y esta alusión a electrones degenerados, implica el caso en el cual los electrones se encuentren en el núcleo del átomo, a lo cual Chandresekhar en 1932 plantea una pregunta que da origen a un nuevo impulso en la investigación de las etapas finales en la vida de una estrella, como lo referencia Deborah Dultzin – Hacyan “no es posible avanzar en la comprensión de la estructura estelar, sin antes poder responder la siguiente pregunta fundamental: dado un conjunto confinado de electrones y núcleos atómicos, ¿qué sucede

si se comprime la materia indefinidamente?” (Dultzin & Hacyan, 1984), que

posteriormente realizan un desarrollo más accesible a los lectores mediante la publicación de un libro por parte de Hacyan con el apoyo del Fondo de Cultura Económica.