{"id":17175,"date":"2017-02-09T05:52:06","date_gmt":"2017-02-09T04:52:06","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=17175"},"modified":"2017-02-09T05:52:06","modified_gmt":"2017-02-09T04:52:06","slug":"%c2%a1las-estrellas-que-transforman-la-materia-2","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2017\/02\/09\/%c2%a1las-estrellas-que-transforman-la-materia-2\/","title":{"rendered":"\u00a1Las estrellas! Que transforman la materia"},"content":{"rendered":"
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<\/h3>\n
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\"File:Keplers<\/p>\n

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

\"Resultado<\/p>\n

En las supernovas se produce la nucleos\u00edntesis<\/a><\/a> de la materia. Es decir, all\u00ed se crean nuevos elementos qu\u00edmicos. Ocurre principalmente debido a la nucleos\u00ednteis 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. 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><\/a> de elementos, principalmente un proceso de captura de protones<\/a> conocido como el Proceso rp\u00a0 y un proceso de fotodisgregaci\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

\"\"<\/p>\n

\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

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><\/a>–prot\u00f3n<\/a><\/a>. Aunque la cadena prot\u00f3n<\/a><\/a>–prot\u00f3n<\/a><\/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

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

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\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

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\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<\/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><\/a>.\u00a0 Los n\u00facleos de carbono, ox\u00edgeno y nitr\u00f3geno sirven como catalizadores\u00a0 y se regeneran en el proceso.<\/p>\n

\"\"<\/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\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 Fusi\u00f3n de elementos<\/strong><\/p>\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 californioo 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><\/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><\/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

\"Imagen<\/p>\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

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

Durante la nucleos\u00edntesis<\/a><\/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 bombardeaedos 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

\"\"<\/p>\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><\/a>.<\/p>\n

\"SN<\/p>\n

La famosa Supernova 1987A cuya onda expansiva al expandirse hacia el espacio interestelar\u00a0 cre\u00f3 inmensos anillos\u00a0 brillantesde material caliente, que fueron captados por el Hubble<\/a><\/a> en todo su explendor. 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><\/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

\"Resultado<\/p>\n

El paso del tiempo deja desnuda a las Supernovas y deja su vestimenta de hilos de plasma<\/a> al descubierto.<\/p>\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

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

\"Resultado<\/p>\n

Son los elemetos artificiales como el Element 114, flerovium<\/p>\n

<\/a>Los elementos qu\u00edmicos en el Universo<\/p>\n

En el Universo se han detectado alrededor de 92 elementos qu\u00edmicos naturales distintos. La abundancia de cada uno de ellos es muy diferente,\u00a0 el hidr\u00f3geno constituye casi el 75% de la materia at\u00f3mica del Universo, de un elemento como el francio apenas si existen 30 g en toda la Tierra, de otros elementos no se conoce su existencia y se han sintetizado en el laboratorio, en algunos casos, apenas unos pocos \u00e1tomos. Este cap\u00edtulo lo vamos a dedicar a conocer como el hombre ha ampliado, sintetiz\u00e1ndolos de manera artificial, el de elementos qu\u00edmicos conocido hasta llegar en la actualidad al 118, de ellos 112 reconocidos y con nombre admitido por la IUPAC.<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

Lo cierto es que hemos podido llegar a saber c\u00f3mo se forman los elementos en el Universo donde la Naturaleza se sirve de las estrellas para \u201cfabricarlos\u201d y en sus distintas categorias de m\u00e1s o menos masas, cada tipo de estrrella desempe\u00f1a una funsi\u00f3n esencial para que en el Universo puedan existir toda la gama de elementos que podemos conocer y que conforman la Tabla Peri\u00f3dica. Los m\u00e1s sencillos se transmutan en las estrellas peque\u00f1as y los m\u00e1s complejos en las masivas y en las supernovas que se producen al final de sus vidas. Como se dice m\u00e1s arriba, los artificiales, los que est\u00e1n m\u00e1s all\u00e1 del Uranio, son formados por el hombre en el laboratorio.<\/p>\n

\"\"<\/a><\/p>\n

El Alquimista descubriendo el f\u00f3sforo (1771) de Joseph Wright<\/p>\n

Lejos quedan ya aquellos tiempos en el que los Alquimistas, persegu\u00edan transmutar el plomo en oro, encontrar la piedra filosofal y el elis\u00edr de la eterna juventud. Siempre hemos tenido una imaginaci\u00f3n desbordante y, cuando no ten\u00edamos los conocimientos necesarios para explicar o conseguir aquello que quer\u00edamos y pens\u00e1bamos que pod\u00edamos conseguir\u2026 \u00a1La Imaginaci\u00f3n se desataba y volaba por los ilusorios campos de la Ignorancia!<\/p>\n

Algunos piensan y se ha podido leer por ah\u00ed que:<\/p>\n

\n

\u201cUn modelo propone que el origen de los elementos m\u00e1s pesados que el hierro no se da en las explosiones de supernova, sino en procesos en los que est\u00e1n involucradas las estrellas de neutrones<\/a>.”<\/strong><\/p>\n

\n<\/blockquote>\n\n\n\n
\"Foto\"<\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n

Somos cenizas de estrellas. Muchos de los \u00e1tomos que componen nuestros cuerpos estuvieron alguna vez en el interior de alguna estrella en donde las reacciones de fusi\u00f3n nucleares los sintetizaron. Una vez esos cuerpos estelares murieron los elementos que los compon\u00edan fueron diseminados por el espacio. Parte de esa materia fue a parar a otros discos de acreci\u00f3n que formaron nuevas estrellas, planetas e incluso seres vivos.
\nEl Big Bang<\/a><\/a> s\u00f3lo produjo hidr\u00f3geno, helio y peque\u00f1as trazas de elementos ligeros, como el litio de nuestras bater\u00edas. Son los elementos primordiales. Las reacciones de fusi\u00f3n de las estrellas pueden sintetizar el resto de los elementos de la tabla peri\u00f3dica, pero no los de at\u00f3mico m\u00e1s elevado. El elemento de corte se suele colocar en el hierro, aunque esta frontera es un tanto difusa. La raz\u00f3n es que las reacciones de fusi\u00f3n para producir esos elementos m\u00e1s pesados no producen energ\u00eda, sino que la consumen. De hecho, la mejor manera de crear esos elementos pesados es por captura de neutrones<\/a>.
\nEl caso es que, hasta , se dec\u00eda que esos elementos pesados, como el oro cuyo brillo tanto nos ciega, el uranio de nuestros reactores o el platino que cataliza tanta qu\u00edmica moderna, proced\u00edan de las propias explosiones de supernovas. Todos hemos repetido esta popular hip\u00f3tesis una y otra vez, pero no hay pruebas que la avalen. De hecho, las simulaciones de modelos de explosiones de supernova no confirman dicha s\u00edntesis.<\/p>\n

Una nueva teor\u00eda, coloca el origen de estos elementos en las estrellas de neutrones<\/a>. Una estrella de neutrones<\/a> es el residuo que dejan algunas estrellas de gran masa una vez explotan en forma de supernova. Unas simulaciones num\u00e9ricas realizadas por cient\u00edficos del Max Planck han verificado que la materia eyectada en procesos en los que est\u00e1n involucrados estos cuerpos producen las colisiones nucleares violentas necesarias como para producir n\u00facleos pesados y generar los elementos m\u00e1s pesados que el hierro.\u201d (NeoFronteras).<\/p>\n

\"http:\/\/circuitoaleph.files.wordpress.com\/2013\/07\/estrella_neutrones.jpg\"<\/p>\n

Todos sabemos por haberlo explicado aqu\u00ed repetidas veces, como se forman las estrellas de neutrones<\/a> que tiene una densidad de 1017<\/sup> Kk\/m3<\/sup>. \u00a1Una barbaridad! Pues bien, cuando dos de estas estrellas colisionan, se produce una inmensa explosi\u00f3n en la que se pueden crear materiales como el oro y el platino entre otros. As\u00ed ha resumido, un grupo de astrof\u00edsicos una investigaci\u00f3n realizado para comprobar qu\u00e9 pasaba en este tipo de suscesos. De ello podemosdeducir que se pueden formar nuevos materiales por procesos distintos al de la fusi\u00edn nuclear en las estrellas. Sin embargo, la mayor\u00eda de los elementos est\u00e1n \u201cfabricados en los hornos nucleares\u201d y, gracias a ello, podemos nosotros estar aqu\u00ed para contarlo.<\/p>\n

emilio silvera<\/p>\n<\/div>\n

\r\n\t\t\r\n\t\t
<\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span>hotmail correo<\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span>[?]<\/a><\/span><\/td><\/tr><\/table><\/div>","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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