Energía involucrada en la formación de estrellas by Erzengel Eds

Energía involucrada en la formación de estrellas. Material didáctico elaborado por Sonia Haydée Lindner con la dirección de la Dra. Silvia García de Cajén, docente del Departamento de Profesorado de Física y Química. Facultad de Ingeniería. Universidad del Centro de la Provincia de Buenos Aires.

Buenos Aires. Argentina.

Octubre de 2017.

Pueden citar la obra indicando: Lindner, Sonia Haydée y García de Cajén, Silvia. Energía involucrada en la formación de estrellas. 2017. Recuperado de https://issuu.com/erzengeleds/docs/energia_involucrada_for macion_estre

Departamento de Profesorado en Física y Química Facultad de Ingeniería Universidad Nacional del Centro de la Provincia de Buenos Aires

Material didáctico destinado a la formación inicial de profesores de Física y estudiantes secundarios en la temática “Energía de formación de las estrellas”.

Lindner, Sonia Haydée García de Cajén, Silvia

Índice de contenidos

Prólogo……………….…………………………...........

Página 1

Situándonos en el tema…………………………….

Página 3

Formación de estrellas……………...……………..

Página 7

Emisión de luz y calor ……………..…...............

Página 12

Evolución estelar……………………………………..

Página 25

Formación de las galaxias…………………………

Página 29

La ciencia como actividad social………………..

Página 34

Bibliografía……………………………………………... Página 37

Actividades propuestas: Manos a la obra N°1………………………….…

Página 5

Manos a la obra N°2……………………………

Página 10

Manos a la obra N°3……………………………

Página 15

Manos a la obra N°4……………………………

Página 23

Manos a la obra N°5……………………………

Página 27

Manos a la obra N°6……………………………

Página 31

Manos a la obra N°7……………………………. Página 33

Prólogo

El presente material didáctico se origina en actividades planteadas en el marco del Seminario de Enseñanza de la Física del Profesorado en Química, que se cursa en la Facultad de Ingeniería de la Universidad Nacional del Centro de la Provincia de Buenos Aires. Sonia Lindner, durante dicho Seminario, mostró vivo interés por involucrarse en actividades centradas en la temática de la energía en relación con las estrellas. Esta temática es un contenido de enseñanza en la Física de 4to año de la Educación Secundaria de la Pcia. de Bs.As., Física que toma a la energía como eje de enseñanza y requiere hacerlo desde una perspectiva de alfabetización científica del ciudadano. Tanto el contenido como el enfoque representan un desafío de innovación de la enseñanza de la Física, en particular en el ámbito de formación de profesores. Sonia ha repensado el tema una y otra vez, hasta lograr un material que atiende y conjuga el contenido científico y el didáctico, tal que puede ser utilizado como material de formación de profesores, como así también es posible su transposición a estudiantes de Secundario. Superando la etapa de propósitos, Sonia ha podido vivenciar la aplicación de este material durante su Residencia Docente llevada a cabo con futuros profesores de Física en un Instituto Superior de Formación Docente de la ciudad de Olavarría. 1

Energía involucrada en la formación de estrellas

La temática Energía de formación de las Estrellas es relevante de por sí, y Sonia explicita una forma muy interesante de proponer su enseñanza. Dirigir la generación de este material representa la satisfacción de ver hoy la producción lograda.

Dra. Silvia García de Cajén Prof. Titular Seminario de Enseñanza de la Física

Situándonos en el tema: la Física y las estrellas

Definir el campo de trabajo de la Física requiere reflexionar en torno a sus inicios, donde se la consideraba como la ciencia dedicada a estudiar los fenómenos de la naturaleza. Esta primera definición es muy extensa, por lo que se ha ido modificando con el correr del tiempo en relación al número de fenómenos que estudia. En la actualidad, se pueden distinguir diferentes ramas en las que se ha subdividido la Física al desarrollarse como ciencia1: • La Mecánica, se encarga de estudiar los fenómenos relacionados con el movimiento de los cuerpos; • La Termología (o Calor), analiza los fenómenos térmicos; • La Acústica estudia las ondas que precisan medio materiales para transmitirse; • La Óptica, cuyo objeto de estudio es la luz y los fenómenos visibles que se relacionan con ésta; • La Electricidad, analiza los fenómenos eléctricos y magnéticos; • La Física Moderna, es aquella que se desarrolló durante el siglo XX, en torno a la estructura atómica y el fenómeno de la radioactividad, entre otros. Hay que aclarar que esta distinción de las ramas se mantiene en la actualidad como una conveniencia didáctica, que incluso respetan los libros de enseñanzas de Física, aunque se relacionan

RIBEIRO DA LUZ, ANTONIO MÁXIMO y ALVARENGA ÁLVAREZ, BEATRIZ. (2008). Física general con experimentos sencillos. Cuarta edición. Oxford University Press. pp 4-6. 1

Energía involucrada en la formación de estrellas

entre sí de manera que un mismo fenómeno puede ser analizado desde la perspectiva de cada rama. Existe un tema unificador, cuyo estudio y análisis ha afectado a todas las ramas por igual y es la energía: energía que en sus diferentes manifestaciones permite comprender el movimiento de los objetos, se transfiere en forma de calor o trabajo, se la puede interpretar como la radiación de ondas y su análisis a nivel atómico permite comprender fenómenos como los relacionados con la electricidad, luz y radiactividad, entre otros. La conservación de la energía, es una cuestión estudiada por todas las ramas de la física, pues son la transformación y conservación de la energía los principales responsables del desarrollo de la vida en el planeta Tierra y de la existencia de otros fenómenos en todo el universo. El movimiento de los planetas, la propagación de la luz y el sonido, la posibilidad de que ocurra una reacción química o una reacción nuclear, la existencia de las estrellas, entre muchos otros ejemplos, suceden gracias a la existencia de diversas formas de energía, su transformación de una forma a otra y su conservación o degradación, según sea el caso. Pensando en la definición de la Física y el peso del estudio de los fenómenos en relación a la energía, entender la naturaleza y el comportamiento de las estrellas desde un punto de vista científico requiere considerar diversos conceptos, leyes y teorías que se han ido estableciendo durante los siglos XIX y XX, cuando la Física moderna hizo foco en el análisis del comportamiento dual de la luz y se comenzó a estudiar las reacciones nucleares y sus posibles usos y aplicaciones.

¡Manos a la obra!

1. La maravilla de las estrellas

Desde los inicios de la humanidad, el hombre se ha preguntado por la naturaleza de las estrellas. Diversos mitos y leyendas a lo largo y ancho del planeta, explicaron el origen de las distintas estrellas que podemos observar, hasta que la ciencia se dedicó a estudiarlas desde sus diferentes vertientes: químicos, físicos y astrónomos -entre otros- de diferentes partes del mundo, trabajando a veces en solitario y otras veces en equipo, han dedicado buena parte de sus vidas a estudiar el misterio que representan las estrellas. ¿Cómo se originan? ¿Por qué brillan? ¿Tienen existencia eterna? Son algunas de las preguntas que han intentado contestar. Pensemos en una noche oscura, alejados de las luces de las ciudades. Imaginemos que estamos en pleno campo, observando el cielo. Seguramente, veríamos una imagen muy similar a la siguiente2:

Imagen obtenida de https://a0.muscache.com/im/pictures/a3d2939c-86144107-9877-cf125c552d5f.jpg 2

Energía involucrada en la formación de estrellas

1- Qué tipo de intercambios y transformaciones energéticas crees que ocurren en una escena como la de la imagen? 2- ¿Cómo crees que se origina el brillo de esos cuerpos estelares? 3- ¿Piensas que la vida en el planeta tierra se ve afectada de alguna manera por la existencia de las estrellas? ¿Por qué?

Para trabajar en clase: Una propuesta interesante es invitar a los alumnos a que pregunten a su familia qué es una estrella, cómo funciona y cuál es el origen de su brillo a través de una sencilla encuesta. También pueden preguntar si ven alguna relación entre las estrellas y la vida en el planeta Tierra. Esa información obtenida se tabulará, de acuerdo a la edad de la persona consultada y su nivel educativo. Luego, pueden averiguar sobre la idea que han tenido los científicos sobre la naturaleza de las estrellas a lo largo de la historia. ¿Pueden encontrar alguna relación sobre los principales paradigmas y la información de las encuestas? ¿Qué conclusiones pueden establecer al respecto? Se reforzarán así contenidos procedimentales como transformación de datos, análisis de datos y situaciones y establecimiento de conclusiones.

Formación de estrellas: un ejemplo de transformación y conservación de la energía

Al considerar a la energía como concepto unificador, puede pensarse el estudio de las estrellas a partir de las manifestaciones energéticas involucradas. La formación y evolución de una estrella ocurre mediante procesos que no pueden ser apreciados en escalas de tiempo humanas. Los fenómenos físicos y químicos que ocurren en el núcleo y atmósfera de las estrellas han sido estudiados durante siglos por científicos de todas partes del mundo a fin de poder determinar cómo generan la energía que emiten y percibimos en la Tierra. Actualmente se sabe que las estrellas están constituidas por átomos de Hidrógeno que se mueven a altas velocidades, al punto que cuentan con la suficiente energía cinética3 como para que reaccionen los núcleos de Hidrógeno y se originen otras especies4, como el Helio, liberando energía en forma de luz y calor, en un proceso que se conoce como fusión nuclear. Se han establecido diversos mecanismos de reacción para explicar lo que ocurre en el interior de las estrellas durante las fusiones a partir del estudio del Sol, la estrella más cercana a la Tierra. Diversas investigaciones han permitido comprender fenómenos que ocurren en otras estrellas de características

TIPLER, PAUL A. y MOSCA, GENE. (2005). Física para la Ciencia y la Tecnología, Volumen 2. 5ta Edición. Editorial Reverté. pp. 1233. 3

En la bibliografía consultada se menciona el término especie haciendo referencia a los posibles reactivos y productos involucrados en las reacciones nucleares estudiadas en el ciclo pp: neutrinos, protones, isótopos de hidrógeno y de helio, fotones, etc. 4

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similares al Sol y se han formulado modelos teóricos capaces de explicar el comportamiento de las especies que componen a las estrellas. A partir de observaciones espectroscópicas y gracias al uso de modelos teóricos, se ha determinado que el Sol está compuesto por hidrógeno (en un 35%), helio (64% aproximado) y un resto de otros elementos (1%) y que posee todos los elementos ligeros esencialmente ionizados debido a la temperatura de su centro, de 1.5x107 K. Por esto mismo, se encuentra en estado gaseoso aun cuando la presión de su centro alcanza magnitudes de 2x1011 atm y contiene un conjunto de protones, electrones y partículas α (núcleos completamente ionizados sin su envoltura de electrones correspondiente) en movimiento aleatorio5. Desde el primer cuarto del siglo XX se explica la producción de energía del Sol a través de procesos de fusión nuclear donde los núcleos de hidrógeno reaccionan fusionándose para formar helio. El Ciclo protón-protón (Ciclo pp) es el mecanismo de reacción nuclear más conocido, ya que “se considera que en el Sol el 90% de su energía es producida por la cadena pp”6 y esa energía es la que llega al planeta Tierra en forma de radiación y hace posible el desarrollo de la vida en él. El Ciclo pp consta de varias etapas: Primero, dos núcleos de Hidrógeno H1 (o protones), reaccionan dando lugar al Deuterio H2 y emitiendo, a su vez, un positrón β+ y un neutrino v: H 1 + H1

H 2 + β+ + v

Luego, el H2 reacciona con un protón libre, produciendo He3 (isótopo del Helio) y emitiendo un fotón γ:

RESNICK, ROBERT; HALLIDAY, DAVID y KRANE, KENNETH S. (2005). Física, volumen 2. 5ta Edición. Compañía Editorial Continental. pp. 1162-1163. 5

FEINSTEIN, ALEJANDRO y TIGNANELLI, HORACIO. (1996). Objetivo Universo: Astronomía. Curso completo de actualización. Ediciones Colihue. pp 431. 6

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H 2 + H1

He3 + γ

Por último, dos núcleos de He3 reaccionan para generar He4, isótopo más estable del Helio, y dos protones libre: He3 + He3

He4 + H1 + H1

Esta última ecuación del Ciclo pp muestra que se generan como productos He4, (muy estable en las condiciones imperantes en el núcleo estelar) y protones libres, que pueden combinarse y dar inicio a otras reacciones similares. A partir de la liberación de las partículas β+, los neutrinos v y los fotones γ, se origina la emisión de energía en las estrellas, energía que en la Tierra se percibe bajo la forma de luz y calor. De manera global, el ciclo puede representarse: 4H1 + 2e-

He4 + 2v + 6 γ

Antes de que W. Pauli sugiriera en 1930 la existencia de los neutrinos, se pensaba que el principio de conservación de la energía sólo era válido macroscópicamente. El planteo de la existencia de los neutrinos permitió demostrar que el principio de conservación de la energía se cumple también a nivel microscópico en las reacciones nucleares. La idea de Pauli fue aceptada aunque el neutrino pudo detectarse experimentalmente hasta 19537.

SOLBES, JORDI y TARIN, FRANCISCO. (2008). Generalizando el concepto de energía y su conservación. Didáctica de las Ciencias experimentales y Sociales. 22. pp. 176. 7

¡Manos a la obra!

2. Fusión aquí, fusión allá…

Los mecanismos mencionados para la fusión de hidrógeno en el Sol han sido estudiados y analizados por años, logrando muchas representaciones y modelos explicativos. Imaginen que deben explicar este tema a un grupo de alumnos de secundaria: 1. ¿Cómo representarían el Ciclo pp? ¿Harían uso de un modelo en dos o tres dimensiones? ¿Qué consideraciones tendrían en cuenta para elegir el modelo más adecuado? 2. ¿Considerarían usar una simulación o video explicativo? ¿Por qué? 3. Si sólo tuvieran posibilidad de utilizar un recurso, pero da lugar a ideas alternativas a las científicas (de contenidos, definiciones o modelos utilizados de manera inadecuada, por ejemplo), ¿podrían adaptarlo de alguna manera? ¿En qué momento del desarrollo de la Unidad Didáctica lo utilizarían? ¿Qué actividad propondrían?

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Para trabajar en clase: Propongan a sus alumnos que se organicen en grupo y representen el Ciclo pp de la forma más original que se les ocurra. Pueden escribir un relato, armar una obra de teatro, una historieta… ¡lo que quieran! Lo interesante será que dejen fluir la imaginación y expliquen a su manera el proceso de fusión en las estrellas. Luego, pueden dedicarle una clase a mostrar las producciones de cada grupo, invitando a los alumnos a comentar el trabajo de sus compañeros, (siempre manejándose con respeto y cordialidad). Se pondrán en juego habilidades como construcción de maquetas, utilización de técnicas audiovisuales e informáticas, representación simbólica y uso de técnicas comunicativas.

Emisiones de luz y calor de las estrellas pensadas como manifestación de la energía

Como se mencionó antes, las estrellas liberan energía que en la Tierra se percibe bajo la forma de luz y calor, haciendo posible el desarrollo de la vida en todas las formas que conocemos. Es, justamente, a partir de la luz y el calor que emiten las estrellas durante las reacciones nucleares que ocurren en su interior, que se las puede estudiar y clasificar de acuerdo a diferentes criterios8. Si se desea analizar el comportamiento de las estrellas en relación a la radiación térmica (calor) que emiten, debemos imaginar que las estrellas se comportan de manera ideal como cuerpos negros capaces de absorber todas las radiaciones y reflectar perfectamente en su interior todos los rayos. Es posible, entonces, determinar la intensidad radiante (energía contenida en una estrella), a partir de la Ley de Stefan-Boltzmann, mediante la ecuación:

Donde T es la temperatura en escala absoluta (en grados Kelvin), y σ es la constante de Stefan-Boltzmann. Esta ley pone en evidencia de manera matemática que la radiación térmica emitida por un cuerpo es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura absoluta y se demostró FEINSTEIN, ALEJANDRO y TIGNANELLI, HORACIO. (1996). Objetivo Universo: Astronomía. Curso completo de actualización. Ediciones Colihue. pp 361. 8

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teóricamente en 1884 gracias al trabajo de Boltzmann, aunque Stefan la descubrió de manera experimental en 18799. En la misma línea de trabajo, en 1893 Wien encontró que la longitud de onda de máxima energía emitida por un cuerpo λmax es inversamente proporcional a la temperatura de dicho cuerpo, relación que constituye la Ley de Wien y se expresa matemáticamente como: λmax.T = cte Teniendo dicha constante un valor aceptado de 2898 μm. La Ley de Wien nos indica que, a medida que la temperatura va aumentando, se determinan diferentes longitudes de onda cada vez menores, de manera que el color de la radiación va cambiando del rojo al amarillo, verde y azul, de acuerdo al espectro de luz visible. Sin embargo, ni la Ley de Stefan-Boltzmann ni la Ley de Wien explican por completo la naturaleza de la radiación térmica, ya que no muestran una relación entre la intensidad de la radiación térmica y la longitud de onda emitida10. La Ley de Planck, planteada en 1900, viene a solucionar este inconveniente a través de la ecuación que permite calcular la radiancia espectral:

Donde c es la velocidad de la luz, k la constante de Boltzmann, λ es la longitud de onda de la energía irradiada y h es la constante de Planck. 9

SOLBES, JORDI y TARIN, FRANCISCO. (2008). Generalizando el concepto de energía y su conservación. Didáctica de las Ciencias experimentales y Sociales. 22. pp 171-172. RESNICK, ROBERT; HALLIDAY, DAVID y KRANE, KENNETH S. (2005). Física, volumen 2. 5ta Edición. Compañía Editorial Continental. pp. 1017. 10

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Una manera más sencilla de expresar esta ecuación es:

Con a y b constantes cuyos valores son: a = 3,74.102 J.cm2.s2 y

b = 0,14 m

Antes del desarrollo de las investigaciones de Stefan, Boltzmann, Wien y Planck, (que dieron pauta para los trabajos de Einstein y Bohr, entre otros), fenómenos como la distribución de energía y el espectro de emisión de un cuerpo se interpretaban considerando que la energía se comportaba solo de manera discreta y sin pensar en la expresión de la misma bajo la forma de ondas irradiadas. “El estudio del cuerpo negro supuso la constatación de las limitaciones de la mecánica, la termodinámica y la teoría electromagnética para explicar el mundo”11.

SOLBES, JORDI y TARIN, FRANCISCO. (2008). Generalizando el concepto de energía y su conservación. Didáctica de las Ciencias experimentales y Sociales. 22. pp 173. 11

¡Manos a la obra!

3. La ardua tarea del hacer científico

El trabajo científico es una tarea que no brinda frutos inmediatos ni se descubren y alcanzan conocimientos de la noche a la mañana y así ha sido desde el inicio de los tiempos. Quienes investigan, dedican días, meses y, en ocasiones, incluso años a la tarea de desarrollar nuevos conocimientos. Boltzmann, Stefann, Wien y Planck no fueron la excepción. 1. Investiguen sobre los trabajos que llevaron adelante los científicos mencionados. Tengan en cuenta los aspectos histórico, económico y social que afectaron a cada científico. 2. Elaboren un texto (puede ser un relato, nota periodística, entrevista o incluso una breve obra de teatro) donde plasmen la información obtenida en el inciso anterior. Bibliografía recomendada: • Avendaño Ramírez, Helmer Rigoberto. El concepto energía desde una aproximación holística. Una propuesta didáctica desde el modelo constructivista para educación media vocacional. (A) • Crespo, P. Historia de la física cuántica 2. (B) • Mendoza Santos, Juan Carlos Y Hernández Sánchez, Hiram. El nacimiento de una constante. (C) • Rivadulla, Andrés. La resolución revolucionaria de Planck del problema de radiación del cuerpo negro. (D) • Solbes, Jordi y Tarin, Francisco. (2008). Generalizando el concepto de energía y su conservación. Didáctica de las Ciencias experimentales y Sociales. 22. pp. 155-180. (E)

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Archivos disponibles en:

Para trabajar en clase: Una alternativa interesante es brindarles a los alumnos los textos producidos en la actividad anterior y que luego imaginen y escriban las conversaciones que habrían tenido Bolztmann, Stefann, Wien y Planck si se reunieran a tomar un café para hablar de sus investigaciones o si charlaran mediante redes sociales como Facebook o Twitter. Entrarán en juego destrezas comunicativas, como el uso de técnicas comunicativas e identificación y análisis de ideas en material. 16

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Las estrellas pueden estudiarse, también, a partir de la luz que emiten. Hiparco, por ejemplo, alrededor del año 120 a.C. catalogó unas mil estrellas identificándolas por su brillo relativo, al que llamó magnitud. Durante miles de años, la observación a simple vista de las estrellas permitió ir nutriendo ese primer catálogo, donde a las estrellas más brillantes se les asignó la primera magnitud y a las apenas visibles, la sexta magnitud. Las demás estrellas que tuvieran brillos intermedios, se las catalogaba, justamente, con magnitudes entre 1 y 6. A medida que la tecnología avanzó y se pudo estudiar las estrellas con más detalle, la escala del sistema de magnitudes fue cambiando. En la actualidad, las estrellas más brillantes tienen valores de magnitudes negativos. El Sol, por ejemplo, tiene una magnitud de -26,8m y la luna llena una magnitud de -12,5m. Originalmente Hiparco se guió por el brillo de la estrella Polar Norte como punto de referencia, pero en la actualidad la escala del sistema de magnitudes tiene “su punto cero” determinado por un conjunto de estrellas distribuidas en todo el cielo y a las que se denomina estándard. Este método de clasificación es relativo y no brinda información sobre el brillo real de las estrellas. Cuando desde la Tierra se observa una estrella, lo que se determina es su brillo aparente, que depende de la distancia a la que se encuentra la estrella, y en consecuencia, la escala que desarrolló Hiparco es de magnitudes aparentes. Para determinar la magnitud absoluta de las estrellas (y poder comparar sus brillos intrínsecos), es necesario conocer la distancia a la que se encuentran las estrellas estudiadas. Teniendo como datos la distancia d a la que se encuentra una estrella y su magnitud aparente m, es posible calcular su magnitud absoluta M, según la siguiente ecuación: M = m + 5 – 5. log d Donde la distancia se mide en parsecs. Se puede medir la distancia también usando el paralaje p (medido en segundos de 17

Energía involucrada en la formación de estrellas

arco), y la ecuación resulta: M = m + 5 + 5. log p Cabe señalar que el brillo de las estrellas (tanto aparente como absoluto) no es un parámetro inmutable: varía con el correr del tiempo. Esto se debe a que durante la vida de una estrella, su composición química desarrolla cambios (a causa de las reacciones nucleares mencionadas anteriormente) que modifican lentamente las propiedades físicas de la estrella y deriva en la disminución de la energía irradiada por la misma. En consecuencia, el brillo que muestra la estrella disminuye paulatinamente. Desde un punto de vista físico, la luz que emiten las estrellas es la manifestación energética de los cambios que suceden a nivel nuclear durante las fusiones de Hidrógeno, tanto por los fotones que se emiten -y cuya existencia fue propuesta por Einstein en 1905 y demostrada en 1986 por P. Grangier, G. Roger y A. Aspect12como por la energía que se libera en forma de ondas electromagnéticas. Esas ondas se transmiten en forma de radiación y originan un espectro electromagnético (conocido también como espectro estelar) característico de acuerdo a las especies13 que constituyen a cada estrella, al punto que es posible explicar ciertos procesos acerca del origen y la evolución de dichos cuerpos celestes14. Al desplegar todos los colores que constituyen el haz de luz, (por ejemplo haciendo incidir el haz en un prisma), se obtienen todas las longitudes de onda que lo conforman. En el caso del sol, la descomposición de su luz en las longitudes

RESNICK, ROBERT; HALLIDAY, DAVID y KRANE, KENNETH S. (2005). Física, volumen 2. 5ta Edición. Compañía Editorial Continental. pp. 1023. 12

Ver nota n°7.

FEINSTEIN, ALEJANDRO y TIGNANELLI, HORACIO. (1996). Objetivo Universo: Astronomía. Curso completo de actualización. Ediciones Colihue. pp 323. 14

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de onda que la componen da lugar al espectro electromagnético, cuya representación se observa en la Imagen 1:

Imagen 1: representación del espectro electromagnético 15.

Solo una pequeña fracción de longitudes de onda son perceptibles al ojo humano, correspondientes a la llamada luz visible y en ella cada color posee una longitud de onda característica. Estas longitudes de onda brindan mucha información en relación a la composición química de la estrella, la presión de los gases que la conforman y las velocidades radial y de rotación, entre otros. El estudio de las líneas espectrales que genera el haz de luz emitido por una estrella permite establecer la abundancia relativa de los elementos presentes en dicho cuerpo celeste, así como algunas propiedades físicas. Por ejemplo, “encontrar líneas oscuras en el espectro de una estrella indica que el gas de la superficial estelar se halla más frío que el gas de las capas más profundas de la estrella, dando lugar a que los átomos absorban la energía que Imagen obtenida de www.efn.unc.edu.ar/departamentos/biologia/intrbiol/espectro.gif 15

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proviene de la estrella antes de llegar a nosotros”16, originando un espectro obtenido a partir de líneas de absorción. Además, se ha demostrado que cada átomo define un conjunto determinado de líneas espectrales que se superponen en el espectro de la fuente, de acuerdo al estado electrónico en que se encuentra. Para cada elemento, las series se ubican en posiciones fijas y diferentes, de acuerdo a las longitudes de onda que las originan. Así, es posible determinar la composición química de una estrella analizando el espectro que genera a partir de la luz que emite, por simple comparación con los espectros ya conocidos de los elementos que se encuentran en la Tierra y han sido tabulados previamente. Existen estrellas que no sólo presentan líneas oscuras en sus espectros, sino también líneas brillantes (o de emisión) que sugieren la presencia de atmósferas gaseosas de altas temperaturas en torno a dichas estrellas. Mediante la obtención y posterior análisis de espectros, se ha clasificado a las estrellas según un esquema tal que cada espectro se corresponde con una temperatura superficial. En el Cuadro 1 se indican los principales criterios de clasificación espectral. El número romano que acompaña a los elementos químicos indica su grado de ionización. Este sistema de clasificación estelar fue utilizado por Annie Jump Cannon, quien entre 1918 y 1924 catalogó unas 200.000 estrellas trabajando para el Observatorio de Harvard. De acuerdo a esta clasificación, las estrellas pueden tener temperaturas entre los 50000 K (Tipo O) y los 3000 K, (Tipo S). Las estrellas de mayores temperaturas presentan espectros de líneas de átomos ionizados, en tanto que las estrellas de menores temperaturas poseen espectros de líneas de átomos neutros y bandas moleculares. Según el tipo espectral y la temperatura a la que se encuentran, las estrellas pueden presentar distintos colores de brillos. Así, las de tipo M serán rojas, las de tipo K naranjas, amarillo será el brillo de las estrellas tipo G, blancas las de tipo A y azules las tipo O. FEINSTEIN, ALEJANDRO y TIGNANELLI, HORACIO. (1996). Objetivo Universo: Astronomía. Curso completo de actualización. Ediciones Colihue. pp 383. 16

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Existen estrellas con brillos de colores intermedios, como las estrellas tipo F, de color amarillo-blanco y las estrellas tipo B, de color azul-blanco. Cuadro 117 Tipo Temperatura Espectral (K)

Criterio de clasificación

50.000

Líneas de átomos ionizados: He (II), Si (IV), N (III), H (I), relativamente débiles, a veces líneas de emisión

25.000

He (II) ausente; He (I) fuerte; Si (II), O (II), H (I) intensos

11.000

He (II) ausente; H (I) en el máximo; Si (II), Mg (II) intensos; Fe (II), Ti (II), Ca (II) débiles

7.600

H (I) se debilita; Ca (II) fuerte; metales ionizados Fe (II), Ti (II) alcanzan un máximo en F5

6.000

Ca (II) muy fuerte; metales neutros intensos: Fe (I), Ti (I)

5.100

H (I) se sigue debilitando; átomos neutros intensos; aparecen series muy pobladas de líneas de (TiO)

3.600

Líneas de átomos neutros, Ca (I) muy fuerte, bandas de TiO

3.000

Ca (I) muy intenso; bandas de TiO muy fuertes.

3.000

Bandas de compuestos de C: CN, CH, C2; metales neutros; ausente el TiO

3.000

Bandas de ZrO, YO, LaO; metales neutros.

Extraído de FEINSTEIN, ALEJANDRO y TIGNANELLI, HORACIO. (1996). Objetivo Universo: Astronomía. Curso completo de actualización. Ediciones Colihue. pp 387. 17

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En 1943 William W. Morgan, Phillip C. Keenan y Edith Kellman del Observatorio de Yerkes, establecieron otro modo de clasificación, conocido como sistema MKK, basados en la luminosidad de las estrellas y su diámetro: dos estrellas pueden presentar mismo color de brillo, pero al diferir en tamaño entre sí, poseerán diferentes propiedades físicas. Esta clasificación se logra a partir del análisis del ancho de bandas de los espectros y su relación con el tamaño de la atmosfera de la estrella en cuestión. En la Imagen 2 se representan los tipos y clases espectrales que pueden tener las estrellas de acuerdo a su luminosidad (medida en magnitud absoluta). En tanto el índice de color de las estrellas no permite clasificarlas de acuerdo a su tamaño, el análisis espectral de las mismas de acuerdo al espesor de sus bandas, logra dar una información más recabada en relación a las dimensiones de los cuerpos estelares en estudio. Imagen 2: diagrama de tipos y clases espectrales18.

Extraído de www.simplementeeluniverso.blogspot.com.ar/2013/07/clasificacion-estelar.html 18

¡Manos a la obra!

4. Espectros por aquí, espectros por allá…

El uso de simulaciones puede ayudar a la tarea docente para llevar adelante la explicación de un contenido o trabajar el mismo a partir de diferentes actividades con los alumnos. Por ejemplo, existen simuladores de espectro de cuerpo negro que ofrecen entidades reconocidas , como la Universidad de Colorado y la Universidad de Nebraska-Lincoln, que pueden descargarse y utilizarse sin necesidad de estar conectado a una red de datos, tales como: • https://phet.colorado.edu/en/simulation/legacy/blackbodyspectrum (A) • http://astro.unl.edu/classaction/animations/light/spectrum010.ht ml (B) • http://astro.unl.edu/classaction/animations/light/bbexplorer.htm l (C) Simulaciones disponibles en:

Energía involucrada en la formación de estrellas

1. Descarguen los simuladores y prueben cada uno. Cambien las escalas de las diferentes variables, vean cómo se modifican las otras variables y/o gráficos debido a sus cambios. Hagan un recuento escrito de todo lo que consideren importante o les llame la atención al respecto. 2. Hagan un cuadro comparativo sobre la información que pueden analizar con cada simulador, atendiendo a sus potencialidades y limitaciones. 3. Si tuvieran que explicar qué es un espectro estelar y qué es la clasificación espectral, ¿cuál simulador elegirían? ¿cómo lo utilizarían en clase?

Evolución estelar: una forma de pensar la degradación de la energía

Durante las reacciones de fusión nuclear, los neutrinos v que se liberan tienen tal fuerza de penetración que escapan del Ciclo pp, transportando energía consigo. Al ser interceptados en la Tierra, es posible obtener información directa sobre el interior del Sol. Se calcula que por la cantidad de hidrógeno disponible en el Sol, las reacciones del Ciclo pp pueden seguir ocurriendo por 5x109 años. Luego de este tiempo, habrá cambiado de tal manera que constará principalmente de helio y colapsará, alcanzando temperaturas mayores a la vez que su envoltura externa se expandirá, pudiendo incluso abarcar la órbita terrestre. Si se alcanza en el núcleo temperaturas del orden de 108 K, es posible que parte del helio reaccione generando carbono, en una reacción que puede expresarse como: He4 + He4 + He4

C12 + γ

Donde tres partículas α provenientes del helio fusionan sus núcleos para dar lugar a un átomo de carbono y la emisión de un rayo gamma. Si la estrella continúa su evolución y logra alcanzar mayores temperaturas, pueden crearse a través de fusión nuclear otros elementos, con número atómico menor a 56. No es posible generar elemento con A = 56 o mayores, ya que los procesos de fusión de núcleos para los mismos no son espontáneos desde una perspectiva energética (se obtienen a partir de otros mecanismos). Se puede considerar, entonces, la degradación de la energía en la estrella pensando que las interacciones entre las especies que 25

Energía involucrada en la formación de estrellas

conforman a la estrella son tales que no es posible que sigan reaccionando entre sí y la estrella llega a una etapa en la cual colapsa. La evolución de la estrella dependerá de su masa inicial y de la energía que libere a medida que sus partículas interaccionen y reaccionen entre sí. En el Cuadro 2 se sintetizan las evoluciones estelares que pueden suceder de acuerdo a la masa inicial que posea la estrella (M) en relación con la masa solar (Mʘ): Cuadro 219 Inicia como Protoestrella en estado convectivo. La 0,008 Mʘ < M < 0,25 Mʘ evolución es muy lenta, creando He a partir de H. Al final, se contrae en enana blanca. El ciclo pp ocurre primero en el centro hasta convertirse todo el H disponible en He, luego prosigue el ciclo en la capa que rodea al núcleo. La envoltura se expande y la estrella se convierte en 0,25 Mʘ < M < 1,5 Mʘ gigante. Si llega a alcanzar temperaturas de 108 K, los procesos de fusión nuclear generan C a partir de He. La estrella se expande, pierde masa y deriva en una nebulosa con una estrella enana en su centro. Las reacciones de fusión nuclear en la estrella generan no sólo He a partir de H, sino también C a partir de He. Cuando la estrella alcanza una masa de M > 1,5 Mʘ entre 3 Mʘ y 15 Mʘ, ocurre la explosión de supernova y la estrella se destruye por completo. El núcleo de la estrella cuenta con el C como para originar O y este en Mg. Las reacciones de C, O, H y He dan lugar a la formación de Si y el proceso M > 15 Mʘ continúa hasta formar Fe. La estrella colapsa en una explosión supernova, su núcleo puede contraerse formando una estrella de neutrones o un agujero negro y el resto de la supernova se expande. Elaborado a partir de FEINSTEIN, ALEJANDRO y TIGNANELLI, HORACIO. (1996). Objetivo Universo: Astronomía. Curso completo de actualización. Ediciones Colihue. pp 458 - 460. 19

¡Manos a la obra!

5. Polvo de estrellas

Suele decirse que somos polvo de estrellas y esa frase esconde mucho más que una idea fantástica salida de algún mito o leyenda. Carl Sagan en su serie “Cosmos”, habla sobre la relación de las estrellas con el origen de la vida en el Planeta Tierra. En el video “Somos polvo de estrellas. Carl Sagan. Cosmos” se muestra un fragmento de la serie mencionada.

Luego de ver el vídeo, respondan: 1. ¿Por qué se dice que somos polvo de estrellas? 2. ¿Qué relación tienen las estrellas con el desarrollo de la vida en la Tierra? 3. ¿Cómo podemos interpretar la degradación de energía en las estrellas en relación a los procesos que ocurren en su interior? ¿Cómo afecta esto a los seres humanos?

Energía involucrada en la formación de estrellas

Para trabajar en clase: En muchas obras literarias y películas suele utilizarse términos o conceptos científicos para explicar catástrofes de diversa índole. Por ejemplo, en la película “2012”, (estrenada en 2009 y dirigida por Roland Emmerich), se plantea que el fin de mundo ocurre debido a los neutrinos que el sol irradia sobre el Planeta Tierra. Podemos invitar a los alumnos a que reflexionen y se cuestionen sobre la base de ese argumento. ¿Es posible que la emisión de los neutrinos tenga efectos catastróficos en el planeta? ¿Por qué? ¿Qué opinan sobre el uso de conceptos o teorías científicas en obras de ficción? ¿Cómo creen que afecta a la sociedad? Se podrán trabajar las habilidades de identificación de hechos y fenómenos, relación entre variables, análisis de datos y situaciones y búsqueda de información.

Formación de una galaxia: las estrellas interactuando entre sí

La luz que emiten las estrellas no nos brinda información sobre la cantidad de materia que poseen dichos astros. Sin embargo, si se mide la fuerza de atracción que puede ejercer una estrella sobre otro cuerpo celeste a una distancia conocida, es válido aplicar la Ley de gravitación universal de Newton para calcular el dato faltante:

Siendo M1 y M2 las masas de las dos estrellas bajo estudio y G la constante de gravitación universal. Utilizar la ecuación mencionada anteriormente permite abordar el concepto de peso como algo más allá que una simple propiedad intrínseca del cuerpo bajo estudio (estrellas en este caso), considerando que la fuerza gravitatoria depende de las masas de los cuerpos que conforman el sistema y es una medida de la intensidad de interacción entre esos cuerpos estelares20. Así, es posible comprender la tendencia que presentan las estrellas a agruparse en cúmulos y asociaciones, que conformar a su vez galaxias. La distribución de las estrellas dentro de una galaxia determina PACCA, JESUÍNA LOPES DE ALMEIDA y HENRIQUE, KATIA FERREIRA. (2004). Dificultades y estrategias para la enseñanza del concepto de energía. Revista Enseñanza de las Ciencias. 22(1), pp. 164. 20

Energía involucrada en la formación de estrellas

la forma y el tamaño que tendrá la misma, así como también su masa y luminosidad. De las diversas formas de clasificación en que se pueden catalogar las galaxias, la referida a su forma (espiral, elíptica o amorfa) abarca el mayor número de agrupaciones estelares y permite incluso subdividir los conjuntos de estrellas de acuerdo a su concentración y simetría aparente21. Es lógico evocar la Vía Láctea al pensar en un ejemplo clásico de galaxia, dado que la mayoría de los objetos celestes que pueden observarse desde el planeta Tierra forman parte de la misma, como el sol y el sistema solar. Las Nebulosas de Magallanes, (Nube Mayor y Nube Menor), y la Nebulosa de Andrómeda pueden contemplarse a ojo desnudo y sus primeras observaciones registradas datan de 1612. Desde ese entonces, cuando aún los conceptos de galaxia, nebulosa y conglomerado no estaban bien definidos, hasta la actualidad los astrónomos han aprovechado el avance de otras ciencias, como la Física, y disciplinas como la Estadística, para analizar y comprender el comportamiento y distribución de los astros dentro de la Vía Láctea, intentando explicar su evolución y futuro como Galaxia.

FEINSTEIN, ALEJANDRO y TIGNANELLI, HORACIO. (1996). Objetivo Universo: Astronomía. Curso completo de actualización. Ediciones Colihue. pp 526. 21

¡Manos a la obra!

6. Vamos a reunirnos

Las galaxias no son el único tipo de agrupación de estrellas que los humanos han estudiado desde que les fue posible: también existen cúmulos, constelaciones y nebulosas. Antes de poder explicar su formación de manera científica, los humanos justificaron la existencia de grupos de estrellas o estrellas particulares (por ejemplo, la Osa Mayor y la Osa Menor e incluso el propio Sol) a partir de mitos y leyendas, muchas de las cuales aún se conservan hoy en día y se relatan a los niños como simples cuentos de hadas. 1. Busquen mitos y leyendas de diferentes culturas sobre la vía láctea y otras agrupaciones de estrellas. 2. Analicen cada relato encontrado atendiendo a la época histórica en que se crearon y la información que manejaban los seres humanos de aquel entonces sobre las estrellas y el universo.

Energía involucrada en la formación de estrellas

Para trabajar en clase: Pueden iniciar el tema de las galaxias a partir de la lectura de algún mito o leyenda y explicar cómo se justificaba antes las constelaciones, nebulosas y galaxias y cómo se justifica ahora la existencia de diversas agrupaciones estelares. Otra opción es invitar a los alumnos a crear sus propias leyendas sobre la creación de una agrupación estelar determinada, dividiéndolos en grupo y asignando a cada grupo una época histórica determinada para trabajar (así, de acuerdo a la información que podían tener sobre las estrellas en esa época y del movimiento literario que estaba de moda en ese entonces, resultarán diversos relatos). Se podrán trabajar contenidos procedimentales diversos: utilización de técnicas audiovisuales e informáticas, uso de técnicas comunicativas, identificación y análisis de ideas en material y búsqueda de información.

¡Manos a la obra!

7. Inventando juegos

Una manera entretenida de aplicar los conocimientos alcanzados es resolviendo juegos. Los chicos se divierten jugando y compitiendo entre sí, aunque más no sea para demostrar que pueden superarse unos a otros. Ahora bien, los docentes de Ciencias no siempre encuentran juegos adecuados a los temas que están desarrollando en clase y una opción válida (aunque signifique dedicarle tiempo extra fuera del aula) es crear sus propios juegos. Ya sea una serie de crucigramas y sopas de letras, incluso un juego de tablero al mejor estilo “Juego de la oca”, un bingo o un juego de naipes, pueden aprovecharse en tanto los alumnos deban aplicar sus conocimientos para jugar correctamente. ¿Y si ponen manos a la obra e inventan sus propios juegos? Deberán desarrollar las reglas de juego, las indicaciones sobre cómo jugarlo y si le hacen una linda presentación, resultará más atractivo para los alumnos a la hora de presentarlo.

La ciencia como actividad social: Ejemplos en el estudio de las estrellas.

Hoy en día, diversos grupos interdisciplinarios de científicos trabajan a lo largo y ancho del planeta estudiando los cuerpos celestes. Un ejemplo claro son las investigaciones realizadas en España por el equipo a cargo de Sergio Simón-Díaz, del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)/Universidad de La Laguna (ULL), que enfocaron su atención en la estrella sigma orionis, de la constelación de Orión, y pudieron demostrar que en realidad es una estrella múltiple e incluso lograron calcular la masa de tres de las seis estrellas azules que la componen. Otro caso es el de los investigadores de la NASA, que valiéndose del telescopio Hubble, han podido estudiar el fenómeno de canibalismo entre dos galaxias y la formación de nuevas estrellas como resultado de tal proceso. Más recientemente, un grupo de astrónomos de Canadá y Chile, han revelado la existencia de dos estrellas variables Cefeidas en el revés de la Vía Láctea utilizando el telescopio reflector VISTA del Observatorio Europeo Austral. Este tipo de estrellas poseen una luminosidad que varía rítmicamente con un período muy regular, al punto que se lo utiliza con gran certeza para calcular las distancias de objetos espaciales muy lejanos a la Tierra. En Argentina, el Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE) lleva adelante investigaciones de diversa índole, como por ejemplo el estudio de los mecanismos de liberación y transporte de energía asociados a eventos activos en la atmósfera solar, así como también el análisis de los restos de supernovas y su evolución para comprender los efectos en el gas que llena el espacio entre las estrellas y la posibilidad del origen de nuevas estrellas a partir de esas explosiones. Incluso cuentan con un grupo de trabajo en el 34

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área de Astrobiología que estudia las condiciones necesarias para el origen y desarrollo de la vida en otros planetas de tipo terrestre.

Para trabajar en clase: Podemos proponerle a los alumnos que imaginen y elaboren una carta donde les pregunten a un grupo de científicos aquellas dudas que tengan sobre su trabajo en equipo y las investigaciones que están llevando adelante. Actualmente existen grupos de investigaciones en diversas Universidades del mundo que brindan e-mail de contacto y una posibilidad es enviarles un mail nombre de todo el curso preguntando las cuestiones que les resulten más importantes. Aunque tarden en responden, para los alumnos será muy interesante llevar adelante la propuesta y conocer luego las respuestas a sus preguntas. Aplicando destrezas relacionadas al uso de técnicas comunicativas.

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