LICEO PARTICULAR LOS ANDES Física – 4 medio HC Profesor: Sebastián Roa

Guía Evaluada (Actividad N°1): “Historia del Universo y Evolución Estelar”

Nombre Estudiante:

Curso: 4 medio HC Fecha: ___ / ___ / _____

Nota:

Tiempo de trabajo: 2 semanas

Puntaje Total: 37 puntos Puntaje Aprobación: 22

Puntaje Obtenido:

Objetivo de aprendizaje

Al finalizar esta guía usted será capaz de: - Identificar los acontecimientos más relevantes de la formación del universo. - Describir las etapas del ciclo de vida de las estrellas, distinguiéndolas según su masa. - Argumentar la factibilidad de las distintas teorías del fin del universo.

Instrucciones Generales

Instrucciones: 1. Lea el contenido del documento 2. Responda en su cuaderno las preguntas que se indican a continuación, procurando entregar la

información más detallada posible. 3. Para consultas, puede comunicarse por whatsapp +56977710326 de miércoles a sábado entre

15:00 y 22:00. 4. Para la entrega de las respuestas, envíe fotografías de la actividad en su cuaderno al mismo

número. 5. Durante la semana se informará una fecha en la que se solicitará un avance de lo realizado y se

darán recomendaciones e indicaciones. 6. Fecha de entrega final: Viernes 10 de abril. 7. Póngale bueno… aproveche la comodidad de su casa para trabajar y no dude en comunicarse con

su profesor para cualquier consulta.

Parte 1: Historia del universo

Tiempo 0 (hace 13700 millones de años): Big bang. Un punto supermasivo se expande explosivamente. Pasa de tener el

tamaño de un núcleo atómico a tener el tamaño de una sandía en 10-34 segundos y tiene una temperatura tan alta que

las partículas elementales no pueden formar átomos.

Primeros segundos: El universo se enfría de 1030 a 1010 grados Celsius, por lo que comienzan a formarse protones,

neutrones y luego núcleos atómicos.

Primeros minutos: Se forman los primeros elementos químicos: Hidrógeno y Helio.

300.000 años: Es la edad del fondo de radiación cósmica, la luz más antigua que podemos ver desde el universo.

1000 millones de años: Se forman las primeras estrellas y protogalaxias por efecto de la gravedad que une los átomos

de hidrógeno y helio. La expansión del universo comienza a acelerarse, mientras las estrellas comienzan a fabricar

átomos más pesados a medida que van agotando su energía.

9000 millones de años: Se forma nuestro sistema solar. Este proceso se basa en un modelo llamado hipótesis nebular y

se basa en el colapso gravitacional de una nube formada por Hidrógeno y Helio. La materia restante que no formó parte

de la estrella dio origen a un disco protoplanetario, el cual permitió formar todos los planetas y asteroides que

componen nuestro sistema solar.

13700 millones de años: Tiempo actual.

20.000 millones de años: El sol comienza a expandirse para transformarse en una gigante roja, lo cual aniquilará toda

vida en el planeta Tierra. Luego se transformará en una enana blanca que colapsará como supernova.

10100 años: Existen distintas teorías sobre lo que dará fin al universo. Acá se resumen las más aceptadas:

Big Freeze (Gran congelamiento): Ya no habrá combustible para más estrellas, solo quedarán agujeros negros que irán

evaporándose poco a poco hasta que no quede más que radiación (energía). El universo no tendrá materia y se enfriará

hasta que no exista ningún rastro de lo que fue, no existirá tiempo ni espacio ni nada que pudiese evidenciar que hubo

algo.

Big Rip (Gran Desgarramiento): La constante expansión del universo se mantendrá, por lo que se llegará un punto en el

que toda partícula esté a una distancia demasiado lejana de otra como para poder interactuar físicamente. Todo el

universo será una sopa de materia inerte.

Big Crunch (Gran Implosión): Esta teoría señala que el fin del universo será volver al inicio, es decir, luego de expandirse,

volverá a hacerse pequeño y a condensarse en un punto.

Big Bounce (Gran Rebote): Esta teoría dice que el universo no tiene un verdadero fin, sino que pasa por eternos ciclos de

expansión y contracción. Bajo este modelo, el universo termina con un Big Crunch para dar inicio a un nuevo Big Bang.

Multiversos: Algunos físicos han entrado en el campo de la filosofía, afirmando que es posible que existan infinitos

universos como el nuestro, que tengan sus propias leyes físicas y que jamás interactúen con el nuestro.

Parte 2: Evolución estelar.

Para comprender la compleja y tortuosa vida que experimentan las estrellas hay que distinguir, en primer lugar, distintas

formas de clasificar estrellas. Para esto, lea las diapositivas que se adjuntan.

A continuación se adjuntan las imágenes de los tipos espectrales de estrella con un mayor aumento:

Actividades Para las siguientes actividades, deberá leer el documento de evolución estelar, contiene las etapas del ciclo de vida de los cuatro tipos de estrella:

- Estrella de masa baja (masa menor a la mitad de la masa de nuestro Sol) - Estrella de masa intermedia (Entre 0,5 y 9 masas solares) - Estrella masiva (Entre 9 y 30 masas solares - Estrella supermasiva (Más de 30 masas solares)

Formación estelar (Pre secuencia principal)

La formación estelar es el proceso por el cual grandes masas de gas que se encuentran en galaxias formando

extensas nubes moleculares en el medio interestelar, a veces denominadas como "guarderías estelares" o "regiones de

formación estelar", colapsan para formar estrellas.

La teoría actual sobre la formación estelar, sostiene que la formación estelar se da en las nubes moleculares gigantes.

Estas nubes contienen, básicamente, hidrógeno molecular (90%) y helio (9%), mientras que la abundancia de otros

elementos depende fundamentalmente de la historia de nube, como por ejemplo la explosión de alguna supernova en las

cercanías de la nube. Son regiones frías (10-30 K) y densas (103-104 partículas/cm3) con dimensiones que varían entre 10

y 100 parsecs.

La formación estelar comienza cuando la nube se hace inestable y colapsa bajo la acción de su propia gravedad. Durante

el colapso, la nube se fragmenta dando lugar a la formación de pequeños núcleos densos lo cuales comienzan a capturar

material del medio circundante. Una vez que estos han adquirido una determinada cantidad de masa comienzan a rotar

y se forma un disco de acreción alrededor de ellos (Acreción: Crecimiento de un cuerpo mediante la absorción de cuerpos

menores). A su vez, parte del material es expelido por los polos formando jets. Este mecanismo, que explica muy bien las

observaciones, predice cuatro estados evolutivos:

1. Un estado inicial en el cual la región central de los núcleos densos se contrae, aumentando así su campo gravitacional

y formando una protoestrella por cada núcleo.

2. Un estado de acreción caracterizado por la formación de un disco alrededor de cada protoestrella y a través del cual la

misma captura materia del medio circundante

3. La fase en la cual se producen los jets, por los cuales la protoestrella deposita momento angular y energía cinética en

sus alrededores.

4. Finalmente, la etapa en la cual la protoestrella comienza a radiar y así se convierte en una estrella.

Secuencia Principal

La secuencia principal es la fase en que una estrella quema hidrógeno en su núcleo mediante fusión nuclear, la cual

transcurre por, aproximadamente, el 90% de la vida de la estrella. Una vez instalada en la secuencia principal la estrella

se compone de un núcleo donde tiene lugar la fusión del hidrógeno al helio y un manto que transmite la energía generada

hacia la superficie.

En esta fase las estrellas consumen su combustible nuclear de manera gradual pudiendo permanecer estables por

periodos de tiempo de 2-3 millones de años en el caso de las estrellas más grandes y calientes, a miles de millones de años

si se trata de estrellas de tamaño medio como el Sol, o hasta decenas o incluso centenares de miles de millones de años

en el caso de estrellas de poca masa como las enanas rojas. Lentamente, la cantidad de hidrógeno disponible en el núcleo

disminuye, con lo que ésta ha de contraerse para aumentar su temperatura y poder detener su colapso gravitacional. Las

temperaturas del núcleo estelar más elevadas permiten fusionar nuevas capas de hidrógeno sin procesar. Por este motivo

las estrellas aumentan su luminosidad a lo largo de la secuencia principal de forma paulatina y regular. Cuando el

hidrógeno del núcleo finalmente se agota la estrella sufre unas rápidas transformaciones que la convierten en gigante

roja. A lo largo de toda esta etapa solamente habrá procesado el 10% de su masa.

Subgigante

Una estrella subgigante es una clase de estrella que es más brillante que una durante su secuencia principal, pero no tanto

como una gigante propiamente dicha.

Las estrellas subgigantes han terminado la fusión del hidrógeno en sus núcleos. En esta etapa, si los astros tienen una

masa solar (1 MSol), el centro se contrae, provocando que su temperatura aumente lo suficiente como para trasladar la

fase de fusión de hidrógeno a una capa que rodea el núcleo. Por consiguiente, la estrella se expande, completando un

paso más hacia su transformación en una gigante roja.

Al comienzo de la fase de subgigante (como es el caso de Procyon A), el diámetro y la luminosidad habrán aumentado,

pero la estrella en sí se enfriará un poco o cambiará de color significativamente.

Gigante Roja

Una gigante roja es una estrella gigante de masa baja o intermedia (menos de 9 masas solares) que, tras haber consumido

el hidrógeno en su núcleo durante la etapa de secuencia principal, convirtiéndolo en helio por fusión nuclear, comienza a

quemar hidrógeno en una cáscara alrededor del núcleo de helio inerte. Esto tiene como primer efecto un aumento del

volumen de la estrella y un enfriamiento de su superficie, por lo que su color se torna rojizo. En esa fase previa a la de

gigante roja, la estrella recibe el nombre de subgigante. En un momento dado, la atmósfera de la estrella alcanza un valor

mínimo crítico de la temperatura por debajo del cual ya no puede descender, lo que obliga a la estrella a aumentar su

luminosidad y volumen a temperatura superficial prácticamente constantes; la estrella se hincha hasta alcanzar un radio

típico de unos 100 millones de km: la estrella se ha convertido así en una gigante roja. En todo este proceso la energía

emitida por la gigante proviene de la mencionada cáscara y de la conversión de energía gravitatoria en calor.

Apelotonamiento Rojo

Es la fase posterior a la de gigante roja, donde la estrella comienza a hacer fusión nuclear con Helio (En las fases anteriores

lo realizaba con hidrógeno). Es una etapa donde disminuye levemente la temperatura y el tamaño de la estrella, debido a

la formación de elementos más pesados como el oxígeno y el carbono.

Rama asintótica gigante (RAG) y Nebulosa Planetaria

Etapa en la que la estrella agota el Helio de su núcleo, por lo que comienza a realizar fusión de Helio en capas externas,

provocando un descenso en la temperatura y un nuevo crecimiento en su envergadura. A medida que se agota el Helio

en estas capas externas la estrella sufre periodos de alta inestabilidad, emitiendo grandes cantidades de materia en la

forma de vientos solares, lo que se traduce en la pérdida de hasta el 50% de su masa.

Una nebulosa planetaria es una nebulosa de emisión consistente en una envoltura brillante en expansión de plasma y gas

ionizado, expulsada por los intensos vientos estelares que ocurren durante la fase de rama asintótica gigante que

atraviesan las estrellas de masas menores a 9Msol en los últimos momentos de sus vidas.

Enana Blanca

Una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha

agotado su combustible nuclear. De hecho, se trata de una etapa de la evolución estelar que atravesará el 97% de las

estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes en

el universo.

El 99% de las enanas blancas está constituido básicamente por carbono y oxígeno, que son los residuos de la fusión del

helio. Sin embargo, sobre la superficie hay una capa de hidrógeno y helio prensados y parcialmente degenerados, que

forman la atmósfera de la enana blanca. Sólo unas pocas están formadas íntegramente por helio al no haber llegado a

quemarlo, o por oxígeno, neón y magnesio, productos del quemado nuclear (fusión) del carbono.

Recién formadas, las enanas blancas poseen temperaturas muy altas, pero al no producir energía, se van enfriando

gradualmente. En teoría, las enanas blancas se enfriarán con el tiempo hasta que ya no emitan radiación detectable, para

entonces convertirse en enanas negras. Sin embargo, el proceso de enfriamiento es tan lento, que la edad del universo

desde el Big Bang es demasiado corta para albergar, en este momento, a una de estas enanas negras.

Supergigante Azul

Etapa que ocurre a estrellas de masas mayores a 10 masas solares luego de consumir el hidrógeno de su núcleo. Se

caracterizan por ser de muy alta temperatura y muy inestables. Agotan el hidrógeno de sus capas externas de forma muy

acelerada por lo que es una etapa de muy corta duración (algunos miles de años).

Supergigante Amarilla

Etapa de muy corta duración que ocurre en estrellas de masas entre 10 y 30 masas solares, posterior a la supergigante

azul, en la que la estrella aumenta considerablemente su tamaño, disminuyendo su temperatura y luminosidad, debido al

consumo de las pocas reservas de hidrógeno que van quedando.

Supergigante Roja

Son las estrellas más grandes conocidas en el universo, sin embargo, a su vez son de las más frías. Ocurre a una estrella

después de su fase de supergigante azul/amarilla. A diferencia de las gigantes azules, cuyas temperaturas superficiales

varían entre 28.000 y 50.000 K, las de estos astros normalmente oscilan entre 3000 y 4000 K.

Las supergigantes rojas tienen elevadas tasas de pérdida de masa, lo que hace que a su alrededor existan grandes

cantidades de material expulsado por la estrella.

Estas estrellas ya han agotado casi la totalidad del hidrógeno, por lo que realizan fusión nuclear de elementos pesados

como el carbono, nitrógeno, entre otros; hasta llegar al hierro.

Variable Luminosa Azul (VLA)

Las variables luminosas azules (VLA, en inglés luminous blue variables), también conocidas como variables S Doradus, son

las estrellas más luminosas que se conocen y entre las cuales se encuentran algunas de las estrellas más masivas del

universo (superiores a 30 masas solares). Su número es extremadamente escaso por representar una fase breve de la

evolución estelar de estrellas muy masivas, de las cuales ya hay pocas de por sí. Por suerte, su elevada luminosidad las

hace muy fáciles de detectar, aunque su número sea muy escaso.

Se asemeja a la fase de Supergigante roja, pero al ocurrir en estrellas de mayor masa, implica una mayor intensidad en la

fusión nuclear, lo que explica la gran luminosidad y los grandes vientos solares, pudiendo emitir en un solo pulso una

cantidad de materia equivalente a 10 masas solares.

Estrellas de Wolf-Rayet

Como consecuencia de la fuerte pérdida de masa de las estrellas más masivas, especialmente durante la fase de VLA,

dichos objetos acaban por despojarse de sus capas más externas para presentar unas atmósferas con muy bajos o nulos

contenidos de hidrógeno. Dichas estrellas se llaman Wolf-Rayet y se caracterizan por tener intensas líneas de emisión de

elementos como el helio, el carbono, el nitrógeno y el oxígeno. Otra característica peculiar de estas estrellas es la gran

diferencia en masa entre su estado actual y su estado inicial, así como que sean menos luminosas que sus estrellas

progenitoras. Así, una estrella Wolf-Rayet de 8 masas solares bien pudo iniciar su vida en la secuencia principal con 100

masas solares. Las estrellas más masivas de todas llegan a tener vientos estelares tan fuertes que se desprenden de sus

capas exteriores de hidrógeno incluso antes de llegar a la fase de VLA.

Colapso de estrellas masivas y supermasivas.

Las estrellas de más de 9-10 masas solares evolucionan a través de todas las fases de fusión agotando toda la energía

potencial nuclear que disponen. Las últimas fases de quemado transcurren cada una más rápidamente que la anterior

hasta llegar a la fusión del silicio en hierro, que tiene lugar en una escala de días. El núcleo, incapaz de generar más energía,

no puede aguantar su propio peso ni el de la masa que tiene por encima, por lo que colapsa. Durante la contracción

gravitatoria final se producen una serie de reacciones que fabrican multitud de átomos más pesados que el hierro

mediante procesos de captura de neutrones y de protones. Dependiendo de la masa de ese núcleo inerte el remanente

que quedará será una estrella de neutrones o un agujero negro.

En función de la masa y de la metalicidad (*) tenemos cuatro posibles destinos para las estrellas masivas y muy masivas:

1.- Para la mayoría de las estrellas entre 9 y 40 masas solares, el remanente inicial será una estrella de neutrones y se

producirá una supernova. (SN+EN)

2.- Si la masa inicial de la estrella es superior a unas 30 masas solares, parte de las capas exteriores no podrán escapar a

la atracción gravitatoria de la estrella de neutrones y caerán sobre ésta provocando un segundo colapso para formar un

agujero negro como remanente final. Este segundo colapso produce un brote de rayos gamma. (SN/BRG+AN)

3.- En ciertas estrellas de masa superior a 40 MSol (masas solares) el remanente inicial es un agujero negro, por lo que las

capas exteriores no podrían en principio rebotar contra él para producir una supernova. No obstante, los modelos actuales

no descartan que se pueda producir una supernova débil, sobre todo si la velocidad de rotación de la estrella es elevada.

Este grupo de objetos también produce un brote de rayos gamma. (AN+BRG)

4.- Para el caso de estrellas de masa entre 140 MSol y 260 MSol existe una última posibilidad: una explosión de supernova

producida por la creación de pares electrón-positrón. En dicho caso la estrella se desintegra por completo sin dejar un

remanente. (SN)

• (Metalicidad: Cantidad relativa de elementos más pesados que el Helio en una estrella)

I. Selección Múltiple: Lea la pregunta y marque la respuesta correcta. (1pto c/u)

1. (Conocer) La edad estimada del universo es de:

a) 1000 millones de años b) 6400 millones de años c) 13.700 millones de años d) 20.000 millones de años e) 10100 años

2. (Conocer) Las primeras galaxias (protogalaxias) se formaron:

a) Minutos después del big bang b) 1000 años después del big bang c) 300.000 años después del big bang d) 1 millón de años después del big bang e) 1000 millones de años después del big bang

3. (Conocer) La luz más antigua que podemos ver es de un universo con una edad de:

a) Millonésimas de segundo b) Algunos minutos c) 300.000 años d) 1 millón de años e) 1000 millones de años

4. (Comprender) Respecto a los primeros instantes posteriores al big bang es INCORRECTO decir que:

a) Se forman las primeras partículas subatómicas b) Hubo una expansión explosiva del universo c) El universo tenía el tamaño de una sandía d) Había una temperatura muy elevada para la

existencia de átomos e) Ninguna de las anteriores es incorrecta

5. (Conocer) La edad del universo al formarse nuestro sol era de:

a) 1000 millones de años b) 4500 millones de años c) 6000 millones de años d) 9000 millones de años e) 13.700 millones de años

6. (Comprender) El combustible principal de las estrellas es:

a) Hidrógeno b) Helio c) Oxígeno d) Carbono e) Uranio

7. (Aplicar) El estado al que llegará el sol al fin de su vida será:

a) Supernova b) Enana Blanca c) Estrella de neutrones d) Agujero negro e) Enana marrón

8. (Comprender) El proceso por el cual una estrella consume su combustible se llama:

a) Nucleosíntesis b) Hidrogenación c) Fusión nuclear d) Fisión nuclear e) Acreción

9. (Comprender) ¿Cómo se llaman los sectores en los que se concentra materia para dar forma a una estrella?

a) Nebulosa planetaria b) Protogalaxia c) Supernova d) Nube molecular e) Disco de acreción

10. (Aplicar) Las estrellas que pueden formar agujeros negros deben tener una masa:

a) Menor a 0,5 veces la masa del sol b) Similar a la del sol c) Sobre 9 veces la masa del sol d) Entre 9 y 30 veces la masa del sol e) Superior a 30 veces la masa del sol

II. Desarrollo: Conteste las siguientes preguntas en el espacio que se entrega. 1.- Elija uno de los cuatro tipos de estrella, según su masa y escríbalo. 2.-(Comprender) Describa el proceso de formación de estrellas (Pre secuencia principal), indicando las etapas principales del proceso. (4 puntos) 3.- (Comprender) Describa la secuencia principal de la vida de una estrella, indicando qué proceso de producción de energía ocurre, en qué lugar de la estrella y el suceso que marca el fin de esta etapa. (3 puntos)

3.- (Comprender) Sobre la estrella que usted eligió. a) Describa una etapa posterior a la secuencia principal de la estrella, indicando el nombre de la etapa y su característica principal (3 puntos) b) Describa la etapa final de la estrella, indicando el nombre del remanente final y la característica principal de lo ocurrido con la estrella. (3 puntos)

III. Análisis de caso

Betelgeuse es una estrella de aproximadamente 20 masas solares perteneciente a la constelación de Orión. Puede ser fácilmente ubicada si se buscan las tres marías en el cielo, si usted sube perpendicularmente desde estas tres estrellas va a encontrar una estrella relativamente luminosa, alineada con la tercera estrella de las tres marías (de izquierda a derecha). Esta estrella si se observa con un telescopio, se puede ver que tiene un tono rojizo y un diámetro superior al promedio de las estrellas del cielo.

Considerando los tipos espectrales de estrellas (colores y temperaturas) y los tipos de estrellas según su masa. Responda

a) ¿En qué etapa del ciclo de vida se encuentra la estrella? Justifique (3 puntos)

b) ¿Cómo cree que va a finalizar su vida la estrella, como enana blanca, estrella de neutrones o agujero negro? Justifique (2 puntos) c) En base a lo leído en el caso y el contenido de la guía, proponga una estrategia para detectar la edad y la masa de una estrella, utilizando solo un telescopio. (4 puntos) IV Argumentación De las cuatro teorías del fin del universo que se presentan en el documento ¿Cuál cree usted que será la correcta? Puede elegir cualquiera, el puntaje va a depender se las razones que justifiquen su elección, por lo que cualquiera puede estar correcta. (5 puntos) Dato freak del profesor: ¡FELICITACIONES! Has llegado al final de la guía, te has ganado un entretenido dato freak 😊 Durante esta unidad hemos hablado de los agujeros negros. Son el destino final de las estrellas más masivas del universo, y dado que poseen una enorme capacidad para capturar materia y energía, estos van haciéndose más y más grandes. Existen agujeros supermasivos, llamados así por su gran envergadura. Se posee una gran certeza de que existe uno al centro de nuestra galaxia, a 26000 años luz de distancia de nosotros, llamado Sagitario A, el cual pesa más de 4,1 millones de veces más que el Sol. Esa masa es una cantidad ridícula de materia, pero ni se acerca a la masa del agujero negro más masivo jamás detectado. Se encuentra a 12.100 millones de años luz y posee una masa de 40.000 millones de masas solares (Sí, pesa 40.000 millones de veces más que nuestro sol).