Introducción a la Física

Evolución Estelar

La evolución estelar comprende, a grandes rasgos, el proceso vital de las estrellas. Las estrellas también nacen, se desarrollan y mueren, pasando por diferentes fases más o menos espectaculares, las cuales determinan cómo se comportará una estrella en el futuro, y qué es lo que le puede pasar en las etapas finales de su vida. El proceso de evolución estelar abarca miles de millones de años, pero los astrónomos han podido observar estrellas en distintos periodos, y por tanto formarse un esquema general de su evolución. A continuación, se sintetizan sus principales etapas.

Formación de la estrella

Las estrellas se forman a partir de nubes de gas interestelar. Existen mecanismos exteriores a la nube que la comprimen y aumentan su densidad, pudiendo contraerse entonces por efecto de la gravedad, aunque su masa sea menor; por otra parte, al contraerse, la nube se fragmenta en trozos más pequeños que pueden originar embriones estelares. Como sucede en cualquier gas, aparece una presión que tiende a frenar la caída de materia hacia el centro, a detener la contracción. Llega un momento en que la presión contrarresta casi exactamente la atracción gravitatoria: en la zona en la que esto sucede cesa prácticamente la contracción (en realidad sigue, pero lo hace muy lentamente). Se empieza a formar un núcleo caliente en torno al cual giraba la parte exterior de la nebulosidad, hasta que existe la temperatura suficiente para generar reacciones termonucleares, como la fusión nuclear; una vez que ocurre esto, se empieza a generar energía; la estrella empieza a brillar.

Una vez que la estrella empieza a conformarse como tal, debe respetar dos equilibrios fundamentales durante toda su vida. El Equilibrio Térmico, es decir que toda la energía producida en su interior debe estar balanceada con la energía que es radiada al exterior, y además con su temperatura interna. El segundo es el Equilibrio Hidrostático; la presión a cualquier profundidad de la estrella debe ser suficiente para compensar el peso de las capas superiores. Ambos equilibrios se mantienen a lo largo de millones de años, tiempo durante el cual la estrella tendrá una vida estable. La masa de la nube de gas va a determinar la masa de la estrella, y junto con ello, va a determinar cómo serán los siguientes pasos de su evolución.

Vida activa de la estrella

Una vez que la estrella ya está consolidada como tal, comienza un periodo de vida activa sin mayores interrupciones. Junto con la etapa pasada de formación, también pudieron haberse formado planetas a su alrededor, producto de los restos de polvo y gas circundantes. Mientras la estrella se mantiene estable, se encontrará dentro de algo que se conoce como la Secuencia principal, un estado en que se hallan la mayoría de las estrellas. En este estado la estrella funciona quemando hidrógeno mediante fusión nuclear, principalmente; las estrellas pasan aproximadamente el 90% de su vida en la secuencia principal.

Existen distintos tipos de estrellas en la secuencia principal, dentro de su vida activa. Hay algunas muy grandes y masivas, como las gigantes azules, así como muy pequeñas y de poca masa, como las enanas rojas; nuestro Sol se encuentra en la secuencia principal catalogada como una enana amarilla. Precisamente, según la masa y características de la estrella, se determina el modo en que ésta va a quemar su hidrógeno; la combustión del hidrógeno se lleva a cabo mediante una cadena de reacciones, donde destacan las cadenas PP (protón-protón) y el Ciclo CNO (intervención de carbono, nitrógeno y oxígeno). Asimismo, según la masa y características de la estrella, se determina el tiempo que ésta estará en la secuencia principal, para luego pasar a sus etapas finales.

Etapas finales de la estrella

Las estrellas llegan las etapas finales de su vida cuando empieza a agotarse su combustible principal, el hidrógeno. Como el hidrógeno se consume para transformarse en helio durante las reacciones de fusión nuclear, el helio comienza a acumularse en el centro de la estrella; llegado un momento, el helio comienza a interrumpir las reacciones de fusión, disminuyendo su presión y obligándola a comprimirse y calentarse mucho más. Así comienza una serie de nuevas reacciones de combustión de nuevos combustibles, que provocan una expansión de la envoltura de la estrella, cuyas capas externas se van enfriando paulatinamente. Este nuevo equilibrio previo a su desenlace final, ha transformado la estrella en una Gigante roja, la cual se encuentra fuera de la secuencia principal; tal como ha ocurrido anteriormente, la masa inicial de la estrella determinará su futuro luego de este punto.

Aquí comienza el principio del fin de la estrella, que puede expresarse de distintas maneras. Por una parte puede transformarse en una enana blanca, sostenida por un proceso llamado repulsión entre electrones y dejando a su alrededor una capa gaseosa llamada nebulosa planetaria, que corresponde a la expulsión de sus capas exteriores como gigante roja; por otra parte, pueden evolucionar a otra fase llamada supergigante roja, iniciando nuevas reacciones de combustión, dando paso a fenómenos más extravagantes como una supernova o un agujero negro, en donde también puede quedar un remanente estelar conocido como enana de neutrones, donde sus miembros más característicos son los pulsares. De este modo, como se puede ver, existe una gran variedad de destinos que puede tener una estrella hacia el final de su vida.

La composición del SOL

El Sol está hecho con los mismos materiales que hay en la Tierra y en los demás planetas, ya que todo el Sistema Solar se formó a la vez en esta zona de la Vía Láctea que ocupamos. Sin embargo, estos materiales ni se distribuyen en las mismas proporciones, ni se comportan igual.

La PARTES del SOL

El Sol es una estrella. Podemos imaginarlo como una bola que puede dividirse en capas concéntricas. De dentro a fuera son:

Descripción

Núcleo: es la zona del Sol donde se produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energía del Sol.

Zona Radiativa: las partículas que transportan la energía (fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar unos 100.000 años debido a que éstos fotones son absorbidos continuamente y reemitidos en otra dirección distinta a la que tenían.

Zona Convectiva: en ésta zona se produce el fenómeno de la convección, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfrían y vuelven a descender.

Fotosfera: es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superficie. Desde aquí se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de unos 5.000°C. En la fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fáculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal de la fotosfera y que están relacionadas con los campos magnéticos del Sol.

Cromosfera: sólo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de densidad muy baja y de temperatura altísima, de medio millón de grados. Está formada por gases enrarecidos y en ella existen fortísimos campos magnéticos.

Corona: capa de gran extensión, temperaturas altas y de bajísima densidad. Está formada por gases enrarecidos y gigantescos campos magnéticos que varían su forma de hora en hora. Ésta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol.

Fenómenos Solares

Vientos Solares

Se trata de un flujo continuo de partículas cargadas, emitido por el Sol, en todas direcciones. Está compuesto en particular de protones núcleos de hidrógeno, electrones y, en menor porcentaje, por partículas alfa (núcleos de helio).

El viento solar puede considerarse como la parte más exterior de la corona, que es expulsada violentamente hacia el espacio interplanetario por los procesos energéticos en actividad en las regiones subyacentes del Sol. Las partículas alcanzan velocidades comprendidas entre los 350 y los 800 km por segundo; en la proximidad de la órbita terrestre, tiene una densidad de 5 unidades por centímetro cúbico.

Los efectos del viento solar sobre el ambiente que rodea a la Tierra son notables. Entrando en contacto con el campo magnético terrestre, las partículas permanecen interpoladas en las líneas del propio campo y dan lugar a los cinturones de Van Allen. Por otra parte, chocando con los estratos más exteriores de la atmósfera, generan fenómenos como las Auroras boreales y las tempestades magnéticas, que tanto influyen en las comunicaciones de radio.

La intensidad del viento solar es modulada tanto por el periodo de rotación del Sol (27 días) como por el ciclo de once años de la actividad solar.

La existencia del viento solar fue deducida en los años 1950 por el astrofísico americano Eugene Parker, observando el comportamiento de las colas de los Cometas, que, violando las reglas de la atracción gravitacional, se dirigen en dirección opuesta al Sol.

Auroras boreales, producto de la interacción de los vientos solares y la Tierra

La aurora boreal consiste en un fenómeno en forma de brillo o luminiscencia que aparece en el cielo nocturno del hemisferio norte (en el sur se conoce como aurora austral), pero también puede aparecer en otras partes del mundo por cortos periodos de tiempo.

Este fenómeno de la naturaleza tiene lugar cuando el viento solar entra en contacto con el polo norte y sur de la magnetósfera terrestre, produciendo una luz difusa pero predominante proyectada en la ionosfera terrestre.

Según la teoría generalmente admitida, las auroras polares son provocadas por una radiación de partículas procedentes del Sol que, desde el punto de vista energético, sería más débil que las otras radiaciones cósmicas. Los electrones y los protones que provienen de esta radiación son desviados por el campo magnético terrestre.

Si las partículas tienen una dirección inicial conveniente, serán concentradas por el campo magnético en una zona de forma anular alrededor de cada uno de los polos magnéticos. Entrarán en colisión con los componentes del aire que, excitados, emitirán luz.


Físión Nuclear

 Así como en determinadas condiciones, los núcleos pueden unirse y en esa fusión liberar gran cantidad de energía, también existe la posibilidad de que se dividan. Esta capacidad que poseen ciertos núcleos atómicos fue descubierta por los físicos Otto Hahn y Fritz Strassman quienes la denominaron Fisión Nuclear.

 Atividad 

Observa el siguiente simulador y responde. 

Simulador Aquí

 

1. Ve a la sección One nucleus, y dispara la pistola. 

a) ¿Qué dispara la pistola? ¿qué sucede a acontinuación?

b) ¿ Qué sucede con la energía potencial? ¿y con la energía total?

2. Ve a la sección Chain Reaction modifica la cantidad de U 235 a 50

a) ¿Qué sucede cuando se dispara la pistola a un núcleo?

b) ¿Pasa lo mismo si lo hace con U238?

c) Busca en el matarial aportado por la docente ¿cómo se llama ese fenómeno? 

3. Ahora ve a la sección Reactor Nuclear

a) ¿Cómo relacionas lo analizado en el punto 2 con lo que observa ahora? 

b ¿Cuál es la función de las barras?

c ¿Se podría decir que es una fisión controlada? fundamenta tu respuesta.

 Unidades de Energía en Reacciones Nucleares 

Reacciones de Fisión Natural y Artificial

Actividad

1. ¿En qué se mide la energía nuclear? ¿a qué corresponde, en cada tipo de reacción?

2. La generación de energía está vinculada con el hecho de que la suma de las masas de los núcleos que resultan de la fisión es inferior a la de los núcleos que la originaron. ¿a qué se debe la diferencia de masa?  

3. Indica el poder de penetrancia de cada una de las radiaciones analizadas en el punto anterior.

4. ¿Qué son los Radioisótopos?

5. ¿Qué significa que un isotopo decae?¿Por qué lo hace?

6. ¿A qué se denomina cadena de desintegración?

7. ¿Qué utilidad tiene conocer la vida media de ciertos elementos?

8. ¿Cómo se calcula el tiempo de decaimiento?

Radiación Natural 

1. ¿Cuándo se descubrieron las radiaciones?¿en qué situación?
2. Menciona fenómenos naturales que impliquen radiaciones.
En qué unidades se mide la radiación a bajas escalas.

Datación de C 14

La Datación de C 14 es un proceso que se utiliza en Antropología por ejemplo, para determinar la cantidad de años de un objeto (huesos, utensilios, etc.). Explica en qué consiste.

Un ejemplo de datación de Fósil muy importante para la Antropología

Actividad

Averigua que edad se calcula que tiene "Lucy"


Las similitudes en los problemas de salud en Japón y Chernóbil