{"id":10498,"date":"2022-03-01T12:17:14","date_gmt":"2022-03-01T11:17:14","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=10498"},"modified":"2022-03-01T12:17:59","modified_gmt":"2022-03-01T11:17:59","slug":"%c2%a1las-estrellas-que-transforman-la-materia","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2022\/03\/01\/%c2%a1las-estrellas-que-transforman-la-materia\/","title":{"rendered":"\u00a1Las estrellas! Que transforman la materia"},"content":{"rendered":"

 <\/p>\n

\"Imagen\"Telescopio<\/p>\n

\"La<\/p>\n

 <\/p>\n

Aqu\u00ed podemos contemplar una imagen compuesta de la Supernova Kepler del Telescopio Espacial Spitzer y el Hubble<\/a> con la ayuda del Observatorio de rayos X<\/a>\u00a0 Chandra. El remanente de supernova que muestra los filamentos de plasma<\/a> en que se ha convertido una estrella masiva que ha dejado por el camino alg\u00fan agujero negro<\/a> y muchos elementos complejos creados en las inmensas temperaturas que all\u00ed estuvieron presentes.<\/p>\n

\n

\u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0\"La<\/p>\n

\n

“La\u00a0nebulosa Cabeza de Caballo<\/a>\u00a0es una de las nebulosas m\u00e1s famosas del cielo; es la entalladura oscura que se ve en la\u00a0nebulosa de emisi\u00f3n<\/a>\u00a0roja del centro de la fotograf\u00eda. La\u00a0cabeza de caballo es oscura porque en realidad es una nube de\u00a0polvo<\/a>\u00a0opaca que se encuentra en frente de la brillante\u00a0nebulosa de emisi\u00f3n<\/a>\u00a0roja. Al igual que\u00a0las nubes de la\u00a0atm\u00f3sfera de la<\/a>\u00a0Tierra, esta nube c\u00f3smica ha adoptado una\u00a0forma reconocible<\/a>\u00a0por casualidad. Cuando pasen muchos miles de a\u00f1os, los movimientos internos de la nube cambiar\u00e1n su aspecto. El color rojo de la\u00a0nebulosa<\/a>\u00a0de emisi\u00f3n es causado por\u00a0electrones<\/a>\u00a0que se recombinan con\u00a0protones<\/a>\u00a0para formar \u00e1tomos de hidr\u00f3geno. A la izquierda de la imagen est\u00e1 la nebulosa de la Llama, una nebulosa anaranjada que tambi\u00e9n contiene filamentos de polvo oscura. En la parte inferior izquierda de la nebulosa Cabeza de Caballo hay una\u00a0nebulosa de reflexi\u00f3n azulada<\/a>\u00a0que\u00a0refleja<\/a>\u00a0preferentemente la luz azul de las\u00a0estrellas cercanas<\/a>.”<\/p>\n

Astronom\u00eda Picture Of The Day<\/p>\n

\n<\/blockquote>\n

\"Qu\u00e9\"La<\/p>\n

\n

\n<\/blockquote>\n

En las supernovas se produce la nucleos\u00edntesis<\/a> de la materia. Es decir, all\u00ed se crean nuevos elementos qu\u00edmicos. Ocurre principalmente debido a la nucleosnteis explosiva durante la combusti\u00f3n de ox\u00edgeno explosivo y la combusti\u00f3n del silicio. Estas reacciones de fusi\u00f3n crean los elementos silicio, azufre, cloro, arg\u00f3n, potasio, calcio, escandio, titanio, vanadio, cromo, manganeso, hierro, cobalto y n\u00edquel. Como resultado de su expulsi\u00f3n desde supernovas individuales, sus abundancias crecen exponencialmente en el medio interestelar.<\/p>\n

\n

\"proceso\"Nucleos\u00edntesis<\/p>\n

\n

Los elementos pesados (m\u00e1s pesados que el n\u00edquel) son creados principalmente por un proceso de captura de neutrones<\/a> conocido como proceso-R. Sin embargo, hay otros procesos que se piensa que son responsables de algunas nucleos\u00edntesis<\/a> de elementos, principalmente un proceso de captura de protones<\/a> conocido como el proceso rp\u00a0 y un proceso de foto-disgregaci\u00f3n conocido como el Proceso P. Al final se sintetizan los is\u00f3topos m\u00e1s ligeros (pobres en neutrones<\/a>) de los elementos pesados.<\/p>\n

\n

\u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0\"\"<\/p>\n

\u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 Diagrama del Ciclo CNO<\/p>\n

\n

El ciclo CNO (carbono-nitr\u00f3geno-ox\u00edgeno)<\/strong> es una de las 2 reacciones nucleares de fusi\u00f3n por las que las estrellas convierten el hidr\u00f3geno en Helio, siendo la otra la cadena prot\u00f3n<\/a>-prot\u00f3n<\/a>. Aunque la cadena prot\u00f3n<\/a>-prot\u00f3n<\/a> es m\u00e1s importante en las estrellas de la masa del Sol o menor, los modelos te\u00f3ricos muestran que el ciclo CNO es la fuente de energ\u00eda dominante en las estrellas m\u00e1s masivas. El proceso CNO fue propuesto en 1938 por Hans Bethe.
\n<\/a><\/p>\n

Modelo: 12<\/sup>6<\/sub>C donde 12<\/sup> es peso at\u00f3mico y 6<\/sub> es n\u00famero de protones<\/a>.<\/p>\n

\n

Las reacciones del ciclo CNO son:<\/strong><\/p>\n

\n

\n
\n\n\n\n\n\n\n\n
12<\/sup>6<\/sub>C + \u00b91<\/sub>H<\/td>\n\u2192<\/td>\n13<\/sup>7<\/sub>N + \u03b3<\/a><\/td>\n+1,95 MeV<\/a><\/td>\n<\/tr>\n
13<\/sup>7<\/sub>N<\/td>\n\u2192<\/td>\n13<\/sup>6<\/sub>C + e+<\/sup> + \u03bde<\/sub><\/a><\/td>\n+1,37 MeV<\/td>\n<\/tr>\n
13<\/sup>6<\/sub>C + \u00b91<\/sub>H<\/td>\n\u2192<\/td>\n14<\/sup>7<\/sub>N + \u03b3<\/a><\/td>\n+7,54 MeV<\/td>\n<\/tr>\n
14<\/sup>7<\/sub>N + \u00b91<\/sub>H<\/td>\n\u2192<\/td>\n15<\/sup>8<\/sub>O + \u03b3<\/a><\/td>\n+7,35 MeV<\/td>\n<\/tr>\n
15<\/sup>8<\/sub>O<\/td>\n\u2192<\/td>\n15<\/sup>7<\/sub>N + e+<\/sup> + \u03bde<\/sub><\/a><\/td>\n+1,86 MeV<\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n<\/dd>\n<\/dl>\n

Rama 1 (99,96% de todos las reacciones):<\/p>\n

\n
\n\n\n\n
15<\/sup>7<\/sub>N + 1<\/sup>1<\/sub>H<\/td>\n\u2192<\/td>\n12<\/sup>6<\/sub>C + 4<\/sup>2<\/sub>He<\/td>\n+4,96 MeV<\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n<\/dd>\n
<\/dd>\n<\/dl>\n

El resultado neto del ciclo es la fusi\u00f3n de cuatro protones<\/a>\u00a0 en una part\u00edcukla alfa\u00a0 y dos positrones y dos neutrinos<\/a>,\u00a0 liberando energ\u00eda en forma de rayos gamma<\/a>.\u00a0 Los n\u00facleos de carbono, ox\u00edgeno y nitr\u00f3geno sirven como catalizadores\u00a0 y se regeneran en el proceso.<\/p>\n

\n

\"Imagen\"Fusi\u00f3n<\/p>\n

\n

\u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0Fusi\u00f3n de elementos<\/strong><\/p>\n

\n

Debido a las grandes cantidades de energ\u00eda liberadas en una explosi\u00f3n de supernovas se alcanzan temperaturas mucho mayores que en las estrellas. Las temperaturas m\u00e1s altas para un entorno donde se forman los elementos de masa at\u00f3mica mayor de 254, el californio siendo el m\u00e1s pesado conocido, aunque s\u00f3lo se ve como elemento sint\u00e9tico en la Tierra. En los procesos de fusi\u00f3n nuclear en la nucleos\u00edntesis<\/a> estelar,\u00a0 el peso m\u00e1ximo para un elemento fusionado en que el n\u00edquel, alcanzando un is\u00f3topo con una masa at\u00f3mica de 56. La fusi\u00f3n de elementos entre el silicio y el n\u00edquel ocurre s\u00f3lo en las estrellas m\u00e1s grandes, que termina como explosiones de supernovas -proceso de combusti\u00f3n del silicio-. Un proceso de captura de neutrones<\/a> conocido como el proceso-s que tambi\u00e9n ocurre durante la nucleos\u00edntesis<\/a> estelar puede crear elementos por encima del bismuto con una masa at\u00f3mica de aproximadamente 209. Sin embargo, el proceso-s ocurre principalmente en estrellas de masa peque\u00f1a que evolucionan m\u00e1s lentamente.<\/p>\n

\n

\"Tipos<\/p>\n

\n

No podemos completar la Tabla peri\u00f3dica de elementos sin acudir a las estrellas. En las estrellas peque\u00f1as y medianas como el Sol se transmutan una serie de elementos hasta llegar al hierro donde la fusi\u00f3n se frena por falta de potencia energ\u00e9tica y, el resto de elementos m\u00e1s pesados y complejos, est\u00e1n en el \u00e1mbito de las estrellas masivas que, al final de sus vidas explotan como Supernovas y riegan el espacio interestelar de otros materiales como el oro y el platino, o, el Uranio.<\/p>\n

\n

\"http:\/\/farm3.static.flickr.com\/2734\/4076849383_1a19aa7aa0.jpg\"<\/p>\n

\n

\n

“Una imagen del Observatorio Chandra de Rayos-X del remanente de supernova Cassiopeia A, con una impresi\u00f3n art\u00edstica de la estrella de neutrones<\/a> en el centro del remanente. El descubrimiento de una atm\u00f3sfera de carbono en esta estrella de neutrones<\/a> resuelve un misterio de hace una d\u00e9cada alrededor de este objeto. Cr\u00e9dito: NASA\/CXC\/Southampton\/W.Ho;NASA\/CXC\/M.Weiss”<\/em><\/p>\n

\n<\/blockquote>\n

Durante la nucleos\u00edntesis<\/a> de supernovas, el Proceso-R (R de R\u00e1pido) crea is\u00f3topos pesados muy ricos en neutrones<\/a>, que se descomponen despu\u00e9s del evento a la primera isobara estable, creando de este modo los is\u00f3topos estables ricos en neutrones<\/a> de todos los elementos pesados. Este proceso de captura de neutrones<\/a> ocurre a altas densidades de neutrones<\/a> con condiciones de grandes temperaturas. En el Proceso-R, los n\u00facleos pesados son bombardeados con un gran flujo de neutrones<\/a> para formar n\u00facleos ricos en neutrones<\/a> altamente inestables que r\u00e1pidamente experimentan la desintegraci\u00f3n Beta\u00a0 para formar n\u00facleos m\u00e1s estables con un n\u00famero at\u00f3mico mayor y la misma masa at\u00f3mica. El flujo de neutrones<\/a> es incre\u00edblemente alto, unos 1022<\/sup> neutrones<\/a> por cent\u00edmetro cuadrado por segundo.<\/p>\n

\n

\n

\"Qu\u00e9\"Desintegraci\u00f3n<\/p>\n

\n

Los primeros c\u00e1lculos de un Proceso-R, muestran la evoluci\u00f3n de los resultados calculados con respecto al tiempo, tambi\u00e9n sugieren que en el Proceso-R las abundancias son una superposici\u00f3n de diferentes flujos de neutrones<\/a>. Las peque\u00f1as afluencias producen el primer pico de abundancias del Proceso-R cerca del peso at\u00f3mico A = 130 pero no act\u00ednidos, mientras que las grandes afluencias producen los act\u00ednidos Uranio y Torio, pero no contiene el pico de abundancia de A = 130. Estos procesos ocurren en una fracci\u00f3n entre un segundo y unos cuantos segundos, dependiendo de detalles. Cientos de art\u00edculos relacionados publicados han utilizado esta aproximaci\u00f3n dependiente del tiempo. De modo interesante, la \u00fanica supernova moderna cercana, la Supernova 1987A, no ha revelado enriquecimientos del Proceso-R. La idea moderna es que el Proceso-R puede ser lanzado desde algunas supernovas, pero se agota en otros como parte de los neutrones<\/a> residuales de la estrella o de un agujero negro<\/a>.<\/p>\n

 <\/p>\n

 <\/p>\n

\"Las\"Los<\/p>\n

\n

Onda que al expandirse hacia el espacio interestelar\u00a0 cre\u00f3 inmensos anillos\u00a0 brillantes de material caliente, que fueron captados por el Hubble<\/a> en todo su esplendor. No hace tanto tiempo que se observ\u00f3 la supernova m\u00e1s notable de los tiempos modernos. En febrero de 1987, la luz lleg\u00f3 a la Tierra procedente de una estrella que explot\u00f3 en la cercana galaxia grande Nube de Magallanes. 1987a Supernova sigue siendo la supernova m\u00e1s cercana desde la invenci\u00f3n del telescopio. La explosi\u00f3n catapult\u00f3 una enorme cantidad de gas, la luz y los neutrinos<\/a> en el espacio interestelar. Cuando se observ\u00f3 por el telescopio espacial Hubble<\/a> (HST) en 1994, se descubrieron grandes anillos extra\u00f1os cuyo origen sigue siendo misterioso, aunque se cree que han sido expulsados\u200b\u200b, incluso antes de la explosi\u00f3n principal. Observaciones m\u00e1s recientes del HST muestran en la inserci\u00f3n, sin embargo, han descubierto algo realmente predicho: la bola de fuego en expansi\u00f3n de la estrella en explosi\u00f3n.<\/p>\n

\n

\n

\u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0\"Imagen\"Evidencia<\/p>\n

\n

Con el paso de los siglos, las supernovas se difuminan y van cediendo material que pierden por distintos motivos de la gravedad, vientos estelares y otros sucesos que se llevan material del remanente. Arriba podemos contemplar lo que ha quedado de la Supernova SN 1572, m\u00e1s conocida como la Supernova de Tycho.<\/p>\n

\n

TRANSUR\u00c1NIDOS, TRANSACT\u00cdNIDOS Y M\u00c1S ALL\u00c1<\/big><\/p>\n

\n

\"Elementos<\/p>\n

\n

M\u00e1s all\u00e1 del Uranio encontramos elementos muy radiactivos, casi todos artificiales.<\/p>\n

Algunos son:<\/p>\n