Estrellas - Partículas Subatómicas

Dora Carolina LópezDiana Carolina SalcedoCésar Andrés Rodríguez

RELACION DE ASTRONOMIA CON LA QUIMICA

ATO

MO

S FO

RMAD

OS Interior de las estrellas a partir de H+

Proceso hace que la estrella

Emita radiación

Emita partículas ionizadas Interactúan con

átomos de

Nebulosa

Atmosferas

super. De cuerpos celestes

Producen radicales

libres

Si interactúan con núcleos de

átomos Se convierten en otros elementos

Otro tipo de reacciones

Espacio inter

estelar Existencia de moléculas complejas

aminoácidos

Objeto astronómico que brilla

Entidad física significativa

Demostración de su

existencia

Pruebas científicas hipotéticas

Se puede confundir con

un cuerpo celeste

Objeto astronómico

¿ QUE ES UNA ESTRELLA?Definición

Esferas de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas.

EQUILIBRIO HIDROSTATICOGENERACION

El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo.

FORMCION Y EVOLUCION DE LAS ESTRELLAS

REGIONES MUY DENSAS DE NUBES

MOLECULARES INESTABILIDAD GRAVITACIONAL• DONDE HAY SUPERNOVAS O COLISIONES GALACTICAS• PROCESO ACELERADO• NUBES DE HIDROGENO• CHOCAN CON AYUDA DE ATRACCION GRAVITATORIO • VA AUMENTANDOSE SU DENSIDAD• PROTOESTRELLA• NUCLEO CALIENTE• FINALIZA • INICIAN LAS REACCIONES NUCLEARES• ELEVANDO LA PRESION Y TEMERATURA DE LA

PROTOESTRELLA• SE ESTABILIZA LA FUSION DE H+

90% DE LA VIDA DE LA ESTRELLA

ACUMULACION DE

MATERIA

COMPRESION

CALIENTE

TEMPERATURA DE

1.000.000°C

REACCION NUCLEAR

CATALIZACION DE

CARBONO Y

NITROGENO

DETENIMIENTO DE

CONTRACCION

PRIMERO SON ROJAS GRANDES CALIENTES

LUEGO PASAN A ENANAS AZULES FRIAS

FOR

MA

CIO

N D

E

ES

TR

ELL

AS

FUSION EN PROCESO DEGENERATIVO POR EL PRINCIPIO DE EXCLUSION DE PAULI GENERANDO UNA

SUPERNOVA

CICLO DE VIDATEORIA DE

LAS ORBITAS

CUANTIFICADAS

TIEMPO PROLONGAD

O

ATOMOS EXTERNOS INICIAN LA

FUSION

EXPANSION DEL

DIAMETRO POR

PRESION

PARALIZACION

COMPRESION DEL

CUERPO

FUERZAS GRAVITACIO

NALES

APARIENCIA ROJIZA

SIN ELEMENTOS

QUE FUSIONAR (COLAPSO)

AGOTMIENTO DE H+

AGOTAMIENTO

SE PODRA CONVERTIR

ENANA BLANCA SUPERNOVA

DEJANDO UN REMANENTE ESTELAR

ESTRELLA DE

NEUTRONES AGUJERO NEGRO

SU EVOLUCION DEPENDE DE LA MASA

SE LA LLEVA EL VIENTO ESTELAR

ASTRONOMÍA ESTELAR

nacimiento

Evolución

muerte

Estrella prototípica

Msol= 1,9891x 1030

kg

Masa de las estrellas se

mide en masas

solares Msol

SOL Interesante ( estudio de la etapa final de la

evolución )Cuanto tiempo de vida le quedara al sol ?

ESTRELLAS

Hacen parte de

Objetos astronómicos simples

Objetos astronómico

s compuestos

SIMPLES COMPUESTOSESTRELLAS POR TIPO ESPECTRAL•Enanas azules•Enanas blancas•Enanas amarillas•Enanas rojas •Enanas marrones •Enanas negras •Gigantes rojas •Gigantes azules •Supe gigantes rojasESTRELLAS VARIABLES •Variable mira •Variables cefeidas•Variables semiregulares •Variables irregulares•Variables cataclismicasESTRELLAS COMPACTAS•Enanas blancas•Estrellas de neutrones•Estrella de neutrones magnetares •Estrellas de neutrones pulsares ESTRELLAS DE PROTONS •Estrella de quarks •Agujeros negros •Agujeros negros masivosESTRELLAS DE ENERGIA OSCURA

ASOCIACIONES ESTELARES

ESTRELLAS BINARIAS•estrella rayos x •binarias visuales •binarias espectroscópicas •binarias eclipsantes •binarias despegadas •binarias semidespegadas •binarias de contacto

ESTRELLAS TRIPLES

Sistema estelar

Estrellas ligadas gravitacionalmente

Sistemas estelares binario o ternarios Cúmulos estelares

Estrellas aisladas

Sol separándose de su agrupación estelar y campo gravitacional

La superposición de los campos

Agujeros negros , estrellas , gas interestelar

Distribución estelar

Agrupadas en galaxias

Navegación espacial y posicionamiento

estelar

Orientación ( estrella náutica)

Tipos de Estrellas

EnanaGigant

eSupergiga

ntesNovas Superno

vas

Rojas

Blancas

Grandes LuminosasBaja densidad

Extremada Luminosidad

Estrellas nuevas

CLASIFICACION ESTELAR Tipo espectral HD Henry Droper de acuerdo a espectroluminoso y temperatura de la superficie dan el color Clase de luminosidad observatorio yerkes de Harvard

ABUNDANCIA DE LOS ELEMENTOS EN LAS ESTRELLAS Y SU CLASIFICACIÓN EN ELLAS

• helio, oxígeno y nitrógeno,  y también las de hidrógenoO• se distingue por una fuerte línea del calcio H y KB• Su línea espectral, muestra absorción del hidrógeno. A• se distingue por una fuerte línea del calcio H y KF• destacadas líneas espectrales de hidrógeno, además

de otros metales, en particular el hierroG• líneas fuertes de calcio son características de las estrellas

de este grupoK• líneas espectrales  destaca la presencia de óxido de titanioM

DIA

GR

AM

A D

E

HER

TZ

PR

UN

G-

RU

SS

EL

NUCLEO MANTO ATMOSFERA

Reacciones nucleares que producen su energía

Transporta energía a la superficie por •Convección •radiación

VisibleFenómenos de eyección de la materia Corona •Partículas ionizadas aceleradas por campo magnético (le dan a la superficie

alta temperatura)

ESTRUCTURA ESTELAR

INCIO DE LA FUSION NUCLEAR DE LAS ESTRELLAS

Fusión de núcleos ligeros para la formación de núcleos pesados este nuevo núcleo tiene una masa inferior a la suma de los núcleos fusionados , esta diferencia de masa se libera en forma de energía

Fusión Densidad y

Temperatura alta

Ciclos Formación de

distintos elementos

H HeHe C

Fe

MOLECULAS FUSIONANDO

REACCIONES TERMONUCLEARES

FUSION NUCLEAR

MOLECULAS DE HIDROGENO

FUSIONANDOSE PARA ORIGINAR MOLECULAS DE HELIO Y ELEMENTOS

MAS PESADOS EN SU INTERIOR (Fe y Ni).

ESTAS EMISIONES SON LAS QUE NOS PERMITEN OBSERVAR LA APARIENCIA DE LAS ESTRELLAS EN EL CIELO NOCTURNO

TIPOS

RADIACION ELECTROMAGNETICA

NEUTRINOS VIENTO ESTELAR

EMISIONES DE ENERGIA

PARTICULAS SUBATOMICASDefinición

PARTICULAS MAS PEQUEÑAS QUE EL ATOMO, PUEDEN PRESENTARSE DE FORMA ELEMENTAL O COMPUESTAS.

Boson: no cumplen principio de exclusión de pauli.

NO

EX

ISTEN

A

ISLA

DO

S

EXISTEN AISLADOS

FERMION: CUMPLEN PRINCIPIO DE EXCLUSIÓN DE PAULI.

FUNDAMENTAL

ES

ESTABLES

PROTON

ELECTRON

NEUTRON

INESTABLES

POSITRON

NEUTRINO

MESON

DEUTERON

TIP

OS D

E P

ARTIC

ULA

S

SU

BATO

MIC

AS

EQUIVALENTES A LOS ELECTRONES EN SENTIDO CONTRARIO

POSITRON

PARTICULAS EXPULSADAS DE LOS NUCLEOS POR LA ABSORCION DE RAYOS COSMICOS

fermion

NEUTRINO Y ANTINEUTRINO

CAUSANTES DE LAS ENERGIAS DE ENLACE POR EFECTOS DE LOS RAYOS COSMICOS SOBRE LA MATERIA

MESON

PARTICULAS PEQUEÑAS DE MASA Y DE CARGA 0, SON LA CAUSA DE PERDIDA DE ENERGIA DURANTE LA EMISION RADIOACTIVA DE PROTONES Y ELECTRONES.

fermion

DEUTERON – PARTICULA COMPUESTA

NUCLEO DE DEUTERIO O HIDROGENO QUE GUARDA LA RELACION ENTRE LOS PROTONES, USADO PARA BOMBARDEOS DE NUCLEOS.

R

AD

IAC

ION

ES

DE P

ARTIC

ULA

S

PARTICULAS CON CARGA POSITIVA. NO POSEEN ENERGIA ELECTROMAGNETICA.SE MUEVEN A 20.000KM/S

PARTICULA α

SON UN FLUJO DE ELECTRONES O POSITRONES.VELOCIDAD CERCANA A LA DE LA LUZ 300.000KM/S.

PARTICULA β

RADIACION ELECTROMAGNETICA DE LA NATURALEZA DE LA LUZ PERO CON UN λ MUCHO MENOR.NEUTROS, NO PUEDEN SER DESVIADOS POR CAMPOS MAGNETICOS O ELECTRICOS.

PARTICULA γ

Generación de energía en las estrellas

•1920

•Aporte de la energía provenía de reacciones nucleares

Eddington

•1938

•Fusión es capaz de mantener la estructura interna de una estrella •Aplicada para estrellas de masa elevada o intermedia •No fisión relativo bajo rendimiento energético , elementos mas pesados que el fe , poco abundantes Hans Bethe

Las temperaturas de núcleo

No alcanzan a fusionar iones

Existe un optimo de energía donde se

dan la mayoria de las reacciones

Cruce de probabilidades

De que las particulas tengan E y T determinadas

De que las particulas salten las barreras por efecto tunel

Efecto túnel

Permite que 2 partículas con E suficiente para

traspasar una barrera potencial que las separa

Tenga la probabilidad de saltarla

Al haber tantas colisiones estadísticamente

Suficientes reacciones

Para sostenerla

No tantas reacciones

Para hacerla estrellar

GENERACIÓN DE ENERGÍA EN LAS ESTRELLAS

4¹H → 2²H + 2e+ + 2νe (4.0 MEV + 1.0 MeV)

2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV)

2³He → 4He + 2¹H (12.9 MeV)4¹H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)

4He + 4He + 92 keV → 8*Be4He + 8*Be + 67 keV → 12*C12*C → 12C + γ + 7.4 MeV

34He → 12C + γ + 7.2 MeV

GENERACIÓN DE ENERGÍA EN LAS ESTRELLAS

Material combustible  

(o Fe)

Temperatura en

 millones de Kelvin

Densidad (kg/cm3)

Duración de la combustión

H 40 0,00610 millones

años

He 190 1,1 1 millón años

C 740 240 12.000 años

Ne 1.600 7.400 12 años

O 2.100 16.000 4 años

S/Si 3.400 50.000 1 semana

Fe-Corteza 10.000 10.000.000 -

Muerte estelar

• una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol acabará

expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para acabar su vida con

menos de 10 masas solares.

•  Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría de los casos una nebulosa

planetaria, una supernova o una hipernova por la cual se expulsa aún

más materia al espacio interestelar

• La materia expulsada incluye elementos pesados producidos en la

estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas

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ESTRELLAS EN PERIODO TARDIO DE EVOLUCION

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NOVAS ¿ESTRELLAS NUEVAS?

SUPERNOVA

Colapso gravitacional presión creada por los procesos nucleares no soporta el peso de las

capas exteriores

AG

UJE

RO

N

EG

RO

MASA MAYOR A LA DEL SOL

EVOLUCION ACELERADA

ESTRELLA DE NEUTRONES

CONTRACCION DEL CUERPO

FORMACION DEL AGUJERO

RADIACIONES SIN ESCAPE

VIDEO DE AGUJEROS NEGROS

REACCION VIOLENTA DE LA MUERTE ESTELAR