Nucleosintesis

Recombinación de los primeros elementos

El enfriamiento del universo permitió que los primeros elementos se recombinaran, es decir, protones, neutrones y electrones se unieron y estabilizaron, formando las primeras moléculas de hidrogeno (H2) y deuterio (HD) favoreciendo la condensación.

Fondo cósmico de microondas.

Durante la etapa de recombinación de los elementos, el universo se volvió transparente a la radiación, esto permitió la ionización del hidrogeno. Del mismo modo esta expansión hizo que la radiación inicial se expandiera del mismo modo cambiando su frecuencia hasta lo que hoy conocemos como el fondo cósmico de microondas.

Inhomogeneidades y la densidad.

Al momento de la recombinación el universo poseía inhomogeneidades, es decir, contrastes en la densidad de la materia con respecto a la densidad promedio. Estas diferencias de densidades fueron las responsables de la formación de estrellas y posteriormente galaxias.

Y se hizo la luz, las primeras estrellas

La formación de inhomogeneidades, así como el enfriamiento del universo joven llevo a la condensación del hidrogeno (H2) y el deuterio (HD), esto llevo al colapso del gas y a la formación de las primeras estrellas, la luz entonces inundo al universo joven.

Las estrellas nunca nacen solas

Durante la formación estelar se generan ondas de choque que empujan el gas y el polvo de la nube en la cual se forman las estrellas, del mismo modo las radiaciones de las estrellas recién formadas fomentan la ionización y la formación de nuevas estrellas. Ejemplo de esto son los cúmulos globulares que concentran millones de estrellas.

Presión y temperatura, el detonante.

Para que la fusión nuclear se pueda llevar acabo es necesario contar con la temperatura y presión suficiente para vencer la repulsión electrónica (fuerzas de Coulomb) uniendo de esta forma los núcleos atómicos.

Conversión masa - energia.

La primera ley de la termodinámica nos dice que la energía no se crea ni se destruye. Bajo este principio Einstein en su ecuación más famosa nos dio una forma de calcular cuanta masa se puede convertir en energía, este es el principio que nos mostró como la masa se convierte en energía en los núcleos estelares durante el proceso de fusión.

Masa estelar y nucleosíntesis.

Los elementos atómicos que se pueden crear dentro de los núcleos estelares están directamente relacionados con la masa de la estrella, es decir, entre más masiva sea la estrella más pesado será el elemento que se pueda crear.

El diagrama Hertzsprung-Russell.

El diagrama Hertzprung-Rusell, también conocido como diagrama HR, es una clasificación estelar de luminosidad y magnitud, identificando las estrellas por su brillo y temperatura (color).

Efecto Doppler.

Llamado así en honor al físico austriaco Christian Andreas Doppler, es un cambio aparente en la frecuencia de las ondas (sonido y electromagnéticas) debido al movimiento de los objetos que las emiten.

Venciendo la fuerza.

Fuerza de coulomb vs nuclear fuerte.

Segun la ley de Coulomb la fuerza electrostática entre dos cargas es proporcional al producto de las cargas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que las separa. Cuando las cargas son iguales se repelen. La fuerza nuclear fuerte es la que mantiene unidos los nucleos atomico.

Cadena Proton - Proton.

Es la primera etapa de evolución de los elementos y la más eficiente, en este proceso los núcleos de hidrogeno (protones) se van uniendo para formar núcleos de helio más pesados, liberando energía en el proceso.

Ciclo carbono-nitrógeno-oxigeno.

El ciclo carbono-nitrógeno-oxigeno, es el siguiente paso en la evolución de los elementos químicos, esta etapa se realiza una vez que las estrellas consumen todo el hidrogeno en el núcleo. y es precedida por un colapso del mismo y la expansión de su atmosfera.

Ciclo triple alfa.

El ciclo tripe alfa es otro proceso de nucleosíntesis que puede darse en estrellas masivas. Menos eficiente que el ciclo CNO y la cadena proton-proton, permite la formación de elementos más pesados hasta llegar al hierro el cual consume energía en su formación.

Estructura de cebolla en estrellas masivas.

En estrellas muy masivas la nucleosíntesis puede levarse a cabo en distintas capas, en las cuales la presión y temperatura van variando, esto se da frecuentemente en estrellas supermasivas viejas en proceso de convertirse en supernovas.

Nucleosíntesis en atmosferas estelares.

También es posible observar procesos de nucleosíntesis en las atmosferas de estrellas masivas. Durante este proceso los núcleos atómicos se van uniendo por colisiones arbitrarias, siendo menos eficientes que los procesos anteriores.

Captura lenta de protones.

Este proceso se da por colisión de partículas alfa con neutrones libres, si la partícula leva la suficiente energía para vencer las fuerzas de Coulomb puede quedar unidas entre sí para formar núcleos atómicos más pesados, este es un proceso relativamente lento y esporádico.

Transmutación protón - neutrón (decaimiento ß)

El decaimiento ß (beta) se da cuando un neutrón cambia para convertirse en un protón, esto sucede cuando un electrón es absorbido por el neutrón, modificando ligeramente su masa y cambiando la polaridad de la partícula.

Captura rápida de neutrones.

Durante la explosion de supernova, las particulas son arrojadas al medio interestelar a velocidades cercanas a la ade la luz, es en este prociso momento cuando los nucleos atomicos se fusionan para formar los elementos mas pesados de la tabla periodica.

Fusión y fisión.

Durante la nucleosíntesis estelar es el proceso de fusión nuclear el que predomina, sin embargo, también se realizan varios procesos de fisión en el cual núcleos atómicos ya formados decaen en núcleos más ligeros, complementando la tabla periódica.