julio 23, 2021
Combustible de una estrella

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En una explosión de supernova, hay tanta energía que es posible producir elementos de mayor número atómico que el hierro (Fe). En las explosiones de supernovas se han formado todos los átomos del universo más pesados que el hierro. La nucleosíntesis de los elementos pesados se llama así. e
Lo que acabamos de identificar se llama supernova de Tipo II. También hay otro tipo llamado supernova de Tipo I. Tenemos que aprender lo que ocurre cuando dos estrellas crecen y envejecen una al lado de la otra -estrellas binarias cercanas- antes de poder comprender esta nueva forma de supernova.

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Logaritmo de la producción relativa de energía (ε) de los procedimientos de fusión protón-protón (PP), CNO y triple-alfa a distintas temperaturas (T). La línea punteada muestra dentro de una estrella la producción de energía combinada de los procesos de PP y CNO. El proceso de PP es más eficaz a la temperatura del núcleo del Sol.
La formación (nucleosíntesis) de elementos químicos mediante reacciones de fusión nuclear en el interior de las estrellas es la nucleosíntesis estelar. Desde la formación inicial de hidrógeno, helio y litio durante el Big Bang, se ha producido la nucleosíntesis estelar. Como teoría predictiva, proporciona estimaciones fiables de las abundancias observadas de los elementos. Explica por qué las abundancias observadas de los elementos varían con el tiempo y por qué algunos elementos y sus isótopos son mucho más abundantes que otros. La teoría fue propuesta originalmente por Fred Hoyle en 1946,1] quien posteriormente la desarrolló en 1954.2] Otros desarrollos fueron realizados por Margaret y Geoffrey Burbidge, William Alfred Fowler y Hoyle en su famoso artículo B2FH de 1957,3] que se convirtió en uno de los artículos más citados en la literatura astrofísica, especialmente en la nucleosíntesis por captura de neutrones de los elementos más pesados que el hierro.

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El valor Q supone que un electrón aniquila al positrón. El deuterio puede reaccionar con otros núcleos de deuterio, pero la relación D/H se mantiene en valores muy bajos, normalmente 10-18, ya que hay mucho hidrógeno. El siguiente paso, por tanto, es
El helio-3 se quema principalmente a través de reacciones consigo mismo en el equilibrio, ya que su velocidad de reacción con el hidrógeno es pequeña, mientras que la quema con el deuterio es insignificante debido a la muy baja concentración de deuterio. Una vez que el helio-4 se acumula, las reacciones con el helio-3 conducen a la creación de elementos aún más pesados, como el berilio-7, el berilio-8, el litio-7 y el boro-8, si la temperatura es superior a unos 10.000.000 K.
Las variaciones de composición durante períodos muy largos son producto de las fases de la evolución estelar. Por otra parte, el tamaño de una estrella viene determinado por el equilibrio entre la presión ejercida por el plasma caliente y la masa de la fuerza gravitatoria de la estrella. La energía del núcleo ardiente se transfiere a la superficie de la estrella, donde se irradia a una temperatura adecuada. La temperatura efectiva de la superficie del Sol es de unos 6.000 K, y se liberan grandes cantidades de radiación en los rangos de longitud de onda visible e infrarroja.

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Una llamarada solar de nuestro Sol que empuja la materia fuera de nuestra estrella madre hacia el Sol… +] El sistema está empequeñecido por la fusión nuclear en términos de reducción de masa, que ha disminuido la masa del Sol en un total del 0,03 por ciento de su valor inicial: una pérdida igual a la masa de Saturno. E=mc2 muestra lo energético que es esto cuando se piensa en ello, ya que la masa de Saturno multiplicada por la velocidad de la luz (una gran constante) al cuadrado contribuye a una tremenda cantidad de energía producida. Nuestro Sol ha estado fusionando hidrógeno en helio durante unos 5.000 o 7.000 millones de años más, pero aún queda mucho por hacer.
El hecho de que nada dure para siempre es una de las leyes más profundas de todo el universo. Con todas las fuerzas gravitacionales, electromagnéticas y nucleares que operan sobre la materia, esencialmente todo lo que experimentamos hoy va a sufrir cambios en el futuro. Y las estrellas, los conjuntos más enormes del universo que convierten el combustible nuclear, se quemarán todas algún día, incluido nuestro Sol.
Pero esto no sugiere que cuando las estrellas se queden sin combustible nuclear, la muerte estelar sea necesariamente el final para una estrella como nuestro Sol. Al contrario, después de la primera muerte, la más obvia, hay una serie de cosas interesantes para todas las estrellas. Si bien es cierto que el combustible de nuestro Sol es finito y esperamos plenamente que experimente una muerte estelar “típica”, no es el final de esta muerte. No para nuestro Sol, sino para cualquier estrella como el Sol. Esto es lo que viene a continuación.

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