El Origen De Los Elementos

EL ORIGEN DE LOS ELEMENTOS

INDICE PAG.

INTRODUCCION…………………………………………………………………….3

NUCLEOSINTESIS

PRIMIGENIA…………………………………………………………………………6

NUCELOSINTESIS

ESTELAR…………………………………………………………………………….8

NUCLEOSINTESIS

INTERESTELAR…………………………………………………………………….11

BIBLIOGRAFIA……………………………………………………………………...12

INTRODUCCION Evolución estelar y origen de los elementos. La lista de ingredientes del Universo revela que hay mucho hidrogeno (el elemento más ligero) y muy poco uranio (el más pesado). Los intermedios se dan en cantidades diversas. LA que se debe esta curva de abundancia de 10s elementos químicos? Existen en el universo diferentes tipos de estrellas y constelaciones, así como concentraciones diversas de materia interestelar. La evolución de las estrellas a partir del material interestelar y la formación de agrupaciones de estrellas depende de la cantidad de material involucrado y sus interrelaciones con estrellas cercanas y otros proceso estelares. La mayor parte del gas de la materia interestelar que se encuentra irregularmente dispersa en el universo está compuesto de hidrógeno (H) y helio (He). Aunque el helio se forma constantemente en el interior de las estrellas, la gran abundancia de éste y del hidrógeno ha sido interpretada como resultado de su formación original asociada al gran disparo ("Big Bang"), al cual se atribuye la formación del universo como lo conocemos. La energía interna de las estrellas proviene de los procesos gravitacionales y las reacciones nucleares que ocurren dentro de ellas. Las reacciones nucleares hacen posible la formación de elementos más pesados a partir de los elementos de configuración atómica más simple como el hidrógeno y el helio. A estros procesos se les denomina procesos de nucleosíntesis. Una estrella se forma a partir de la contracción, por atracción gravitacional de una nebulosa o segmento de nebulosa formada por gas y polvo. A medida que la nube se contrae la temperatura aumenta. Cuando el centro denso de la nebulosa alcanza alrededor de 20 X 106 °K se inicia el proceso de fusión nuclear del hidrógeno. La gran cantidad de energía que se produce por este proceso hace que la estrella irradie con una fuerte luminosidad. La luminosidad de una estrella es proporcional a su masa, mientras que la temperatura de su superficie o su color son indicadores de su volumen. Si se grafican la luminosidad y la temperatura de

la superficie de las estrellas comunes se observa que estos valores tienen un arreglo lineal que se denomina secuencia principal. Las estrellas mayores, por ejemplo aquellas con masas cinco veces mayores que el sol, tienen temperaturas de su superficie altas y colores que tienden a ser azules, mientras que las estrellas menores, de superficies más frías, tienden a ser rojas. A las primeras se les llama gigantes azules y a las segundas se les llama enanas rojas. El sol es una estrella de masa intermedia que tiene una temperatura en su superficie de 5800°K. Las gigantes azules, por las altas temperaturas que alcanza su interior, tienen una vida más corta ya que consumen más rápidamente su hidrógeno en los procesos de fusión nuclear. En lapsos de algunas decenas de millones de años las estrellas grandes pueden evolucionar hacia gigantes rojas, debido al incremento de su volumen y el enfriamiento de su superficie. Mientras esto ocurre, su núcleo, formado principalmente por helio, se contrae hasta alcanzar temperaturas muy altas e iniciar la formación de átomos más complejos. Las estrellas menores pueden alcanzar cierta estabilidad en sus procesos de fusión nuclear por lo que su vida puede durar varios miles de millones de años. El Sol, por ejemplo, tiene una edad 5,000 millones de años y se calcula que podrá alcanzar una edad de 10,000 millones de años. La formación de una gigante roja hace que una estrella sea parte de la secuencia principal en la relación lineal de luminosidad contra temperatura de su superficie. Cuando se forma una gigante roja, a partir de una estrella de gran masa, el procesos puede resultar en una gran explosión o supernova que arroja hacia el exterior, todos los elementos pesados formados en el núcleo de la gran estrella y durante la supernova. Existe la posibilidad de que ocurran supernovas a partir de gigantes azules sin que éstas hayan pasado por un estadio de gigante roja, tal es el caso de la detectada en 1987 en la Gran Nube Magallánica. Cuando en una estrella de una masa similar o menor al sol se consume la mayor parte de su hidrógeno, puede evolucionar hacia una enana blanca, es decir una estrella muy pequeña, pero con una alta temperatura en su superficie. Algunas enanas blancas pueden también evolucionar hacia supernovas.

El proceso de fusión nuclear común en el interior de las estrellas, mientras éstas se encuentran en la secuencia principal, produce la formación de helio a partir de la unión de núcleos de hidrógeno. Este proceso de fusión puede ocurrir a través de la formación de deuterio ( 2H) y posteriormente el núcleo del deuterio puede colisionar con otro protón para formar un núcleo de 3He. Algunas reacciones más complejas en las estrellas implican la producción de carbono (C), además del helio. La formación de la mayor parte de los elementos más pesados que el hidrógeno y helio se da cuando el hidrógeno en el núcleo de las estrellas ha sido en gran medida consumido y éste, formado principalmente por helio, se contrae por la gravedad y se calienta nuevamente. Los elementos más pesados se pueden formar por la fusión de núcleos de helio y por la captura de neutrones por parte de núcleos más complejos. Cuando una estrella de masa grande evoluciona hacia una gigante roja, y finalmente a una supernova, es cuando se forman los elementos más pesados de la tabla periódica de los elementos.

Lo más natural cuando uno toma conciencia de si mismo es mirar su entorno y preguntarse de donde salio todo. Esto lleva a una pregunta fundamental: ¿Cómo se formo el Universo y lo que contiene?

El relato científico del origen y la historia del Universo se construye a partir de observaciones astron6micas que dan indicios del pasado. Estas observaciones se han ido recogiendo e interpretando a lo largo de los últimos 100 años. El panorama que pintan sugiere fuertemente que en el pasado el Universo estuvo todo concentrado en un punto, a temperaturas y presiones increíbles. Hoy pensamos que ese punto empezó a expandirse con una gran explosión (el Big Bang). Esta idea está sustentada por tres importantes evidencias: la primera es la expansión del Universo, postulada en los años 30 a partir de las observaciones de Edwin Hubble. La segunda evidencia es el descubrimiento de la radiación de fondo, el eco electromagnético del Big Bang, predicha por George Gamow en 1948 y descubierta accidentalmente por Arno Penzias y Robert Wilson en 1965. La tercera es la abundancia actual de los elementos químicos ligeros: 73.9% de la masa de la materia normal del Universo es hidrogeno y 24.0% es helio. Los elementos químicos mas pesados el oxigeno, el carbono, el oro, el hierro, etc. forman solo el 2%.

NUCLEOSINTESIS PRIMIGENIA

El primer acto no durara más de cuatro minutos, pero estará repleto de acontecimientos importantes. La temperatura es de miles de cuatrillones de grados Celsius, pero ira bajando con la expansión con que empieza esta función cósmica. Un segundo después de la gran explosión la temperatura ya es de solo de 10000 millones de grados. Las teorías actuales no pueden describir lo que había en el instante cero, pero la física ya puede hacer afirmaciones sustentables acerca de lo que ocurrió a una fracción de segundo de empezada la obra.

Los personajes del primer acto son partículas de luz (fotones), así como las partículas que hoy forman los átomos (electrones, protones y neutrones) y unas que casi no interactúan con nada, pero que nos ayudan a explicar el drama que vamos a presenciar, llamadas neutrinos y antineutrinos. En las condiciones inmediatamente posteriores al Big Bang el contenido del Universo esta en efervescencia. Las partículas chocan unas con otras a velocidades altísimas y rebotan sin poderse quedar unidas. Los neutrones que en un atomo son estables y pueden durar casi eternamente, cuando son libres se desintegran en unos minutos. De esta descomposición de los neutrones salen un proton, un electron y

un antineutrino. Los personajes de esta obra cambian de identidad según la lógica de leyes de la física, pero a estas temperaturas no pueden formar relaciones estables.

Sigue la expansión del Universo. La temperatura baja a los 1000 millones de grados, las colisiones de las partículas ya no son tan energéticas. Entre protones y neutrones hay una atracción que hoy llamamos fuerza nuclear fuerte. Al llegar la calma (relativa), protones y neutrones pueden fusionarse y quedar unidos por parejas: un protón y un neutrón. Pero las parejas no duran mucho, para estabilizar esta relación hace falta más tranquilidad. La temperatura sigue bajando.

En esta primera etapa la atracción nuclear de protones y neutrones lucha contra la repulsión eléctrica que tiende a separar a los protones y la fuerza destructiva de las colisiones. La atracción tiende a formar grupos de protones y neutrones, pero de pocos miembros. Los grupos se desintegran antes de que se alcancen a formar grandes aglomeraciones. Así al bajar la temperatura hasta cierto umbral, quedan como producto de esta primera

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