Las EstrellasVida y procesos

nucleares

IntegrantesAlcántara Morales Andrea PaolaMorales Lara Carlos Arturo

En el universo• El 98% de todos los átomos; H y He

• Éstos no viajan por el vacío, sino que forman conglomerados ⇾nebulosa estelar (grandes nubes cósmicas de hidrógeno, helio y otros gases ionizados).

31 mil millones de átomos de hidrógeno

1 millón de átomos de silicio

Nacimiento

Cuando muchos átomos se juntan se generan grandes cantidades de presión y temperatura en el núcleo suficientes para fusionar hidrógeno, inicia la vida de una estrella.

Según su tamaño…Las grandes y brillantes gigantes azules tienen una vida corta que culmina en supernova.

Las estrellas más pequeñas colapsan hacia una enana blanca, perduran miles de millones de años enfriándose.

El Sol

Está en su secuencia principal, es decir, la etapa más larga de su vida. Fusiona hidrógeno para generar la mayor parte de su energía.

Ha durado 10 mil millones de años, sin embargo, se encuentra aproximadamente a la mitad de esta etapa.

Reacción lentaEn su núcleo fusiona más de 620 millones de ton/m de hidrógeno cada segundo.

Masa solar M☉ = 19891x1030 Kg332950 veces la masa de la Tierra

Reacción en cadena protón-protón• Fusión de H a He en el Sol y estrellas de tamaños similares.

• Debido a la ausencia de átomos más pesados que pudieran usarse como catalizadores .

• Tnúcleo ≥ 4 MK

Ciclo CNO• Para estrellas más grandes que el Sol.

• Sólo es posible en estrellas formadas de restos de otras estrellas.

• Tnúcleo > 15 MK

Cuando las estrellas finalmente agotan el combustible nuclear primordial, H, su núcleo colapsa bajo su propia atracción gravitatoria.

Lo que sucede después de esta fase depende de la masa de la estrella.

Estrellas de entre 0.5M☉ y 10M☉ se convierten en gigantes rojas, relativamente frías, y con un gran radio.

Para imaginar que tan grande es la expansión, cuando nuestro Sol se convierta en una gigante roja, su radio será un poco más grande que la distancia a la Tierra, es decir, se tragará la órbita terrestre completa.

proceso alfa-triple• Eventualmente, el núcleo será suficientemente caliente (108K o 100MK) para fusionar átomos de helio en átomos de carbono .

Cuando el núcleo está fusionando helio, la estrella se contrae y deja de ser una gigante roja.

Es aquí cuando pierde la mayor parte de su superficie y de su masa dejando una nebulosa planetaria y el núcleo expuesto

Se puede convertir entonces en una enana blanca. Estrella muy pequeñas pero con altas temperaturas en su superficie.

• Al aumentar aún más la temperatura (109 K) se forman núcleos más pesados, por ejemplo.

• Si aumenta más la T, el carbono transmuta a O, Ne, Na, Mg y así sucesivamente.

• Si la T central alcanza unos 3000 millones de grados se pueden formar todos los núcleos atómicos que no sean más pesados que el Fe (Z = 26).

Las estrellas con una masa superior a los 10M☉ no alcanzan la fase de gigantes rojas.

En cambio, ocurre un colapso catastrófico del núcleo, los protones capturan electrones, convirtiéndose en neutrones y formando, por lo tanto, una estrella de neutrones.

• El proceso de síntesis de núcleos con A > 56 (Fe) tienen lugar gracias a la presencia de neutrones en la estrella.

• Seguido de una desintegración beta

Cuando la Tnúcleo > 15 MK 3.000 millones de grados la estrella emite fotones de tan alta energía que hasta son capaces de desintegrar los átomos de hierro en partículas alfa y neutrones (fotodesintegración).

• Estas partículas son, a su vez, destruidas por otros fotones, generándose así una avalancha de neutrones en el centro de la estrella.

• Estas reacciones endotérmicas provocan un enfriamiento del núcleo, lo que se traduce en una menor presión y, por tanto, en una aceleración del proceso.

captura neutrónica• Se forman los elementos más pesados.

• La captura lenta (proceso S), produce aproximadamente la mitad de dichos elementos. La otra mitad se produce en la captura rápida, o proceso R (núcleo de las supernovas).

Supernova• A raíz del colapso del núcleo se libera una gran cantidad de energía, y la estrella expulsa sus capas externas en una explosión.