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
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
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
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