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Cosmología y astronomía
Curso: Cosmología y astronomía > Unidad 2
Lección 1: La vida y la muerte de las estrellas- El nacimiento de las estrellas
- Desafío: modelar discos de acumulación
- Convertirse en una gigante roja
- Las enanas blancas y negras
- El campo de estrellas e imágenes de la nebulosa
- El ciclo de vida de las estrellas masivas
- Supernova (supernovas)
- Aclaración de la supernova
- Los agujeros negros
- Los agujeros negros supermasivos
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El ciclo de vida de las estrellas masivas
El ciclo de vida de las estrellas masivas. Creado por Sal Khan.
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- ojala estubiera en español(4 votos)
- En el video, según lo que comprendo de lo que dice en ingles, esta hablando de la tabla periódica de los elementos, explicando que las estrellas, al terminar su ciclo de vida, explotan liberando sus elementos que se fusionaron y formaron nuevos elementos, los que componen la actual tabla periodica(1 voto)
- Si el punto final de la fusion de elementos en el nucleo de una estrella es el Hierro, ¿Como se formaron las grandes reservas que existen en la tierra de elementos como el Platino, el Oro, Bario, Bromo, etc.? El Oro está en forma nativa en la Tierra, como el Mercurio. ¿Como se formaron?(1 voto)
Transcripción del video
Ya hemos hablado del ciclo de
vida de las estrellas que tienen aproximadamente la misma masa que nuestro Sol. Lo que quiero hacer en este video es hablar de
estrellas más masivas. Y cuando hablo de estrellas masivas, me refiero a estrellas cuya masa es,
como mínimo, 9 veces superior a la del Sol. La idea general es exactamente la misma. Vamos
a empezar el ciclo con esta enorme nube formada principalmente por hidrógeno, aunque esta
vez la nube será más grande que las nubes que se condensaron para formar estrellas como
nuestro Sol. Pero el punto inicial es el mismo y, en algún momento, la gravedad va a atraer a esa
gran nube, formando un núcleo. Y ese núcleo se va a calentar mucho y se hará tan denso que el
hidrógeno se encenderá y comenzará a fusionarse. Así que esto es hidrógeno, y se fusiona
en el centro. Fusión de hidrógeno. Entonces el hidrógeno del centro se enciende
y a su alrededor tienes el resto de la nube, es decir, el resto del hidrógeno. Y ahora, como está tan caliente, en realidad
es plasma. Es decir, es una especie de sopa de electrones y núcleos en lugar de átomos bien
definidos, especialmente cerca del núcleo. Y, como vimos, esta fusión de hidrógeno ocurre
alrededor de los 10 millones de grados Kelvin. Quiero aclarar que, como estamos hablando de
estrellas más masivas, incluso en esta etapa, habrá más presión gravitacional. Es importante
recordar que, incluso en esta etapa, durante la secuencia principal de la estrella, habrá más
presión gravitacional porque es más masiva. Y por lo tanto el proceso será
más rápido y a mayor temperatura que cuando se trata de estrellas
que tienen la masa de nuestro Sol. Y así, esta etapa ocurrirá en un
período mucho más corto que el de una estrella de la masa de nuestro Sol.
La vida de nuestro Sol será de 10 u 11 mil millones de años en total. Mientras
que aquí, estamos hablando de, tal vez, unas decenas de millones de años. Así que un
factor de años de vida 1,000 veces más corto. Pero de cualquier forma, analicemos lo que
sucede. Hasta ahora, solo sabemos que va a suceder más rápido porque tenemos más
presión, más gravedad y más temperatura. Pero va a suceder más o menos de la misma forma, siguiendo el mismo patrón de lo que sucede
con una estrella de la masa del Sol. En un momento, ese hidrógeno se
fusiona en un núcleo de helio que va a estar rodeado de una
capa de fusión de hidrógeno. Y luego tienes el resto de la
estrella alrededor de eso. Así que déjame rotularlo. Esto de aquí
es el núcleo de helio. Y se va a acumular más y más helio a medida que
el hidrógeno de esta capa se fusiona. Y en una estrella del tamaño de nuestro
Sol o de la masa de nuestro Sol, este es el momento en que empieza
a convertirse en una gigante roja. Porque este núcleo se vuelve más y más
denso a medida que se produce más y más helio. Y a medida que se vuelve más y más
denso, hay más y más presión gravitacional sobre esta capa de hidrógeno por aquí,
donde la fusión todavía está en curso. Y así se va a liberar más energía y se
agranda el radio de la estrella actual. Así que el proceso general, y vamos a ver esto a
medida que la estrella se hace más y más masiva, es que vamos a tener elementos cada vez más
pesados que se van formando en el núcleo. Esos elementos cada vez más pesados, a medida
que la estrella se hace más y más densa, acabarán por encenderse, y
pasan a formar el núcleo. Pero como el propio núcleo
se hace cada vez más denso, el material es empujado cada
vez más lejos y con más energía. Aunque si la estrella es muy masiva, no podrá ser empujada tan lejos como en una
gigante roja, una estrella similar al Sol. Pero pensemos en cómo va a continuar
este patrón. El helio, una vez que sea lo suficientemente denso, se va a encender y
se va a fusionar para convertirse en carbono. Así se formará un núcleo de carbono. Este es el
núcleo de carbono, alrededor tienes un núcleo de helio, y cerca del centro del núcleo de helio,
tienes una capa de fusión de helio convirtiéndose en carbono y haciendo ese núcleo de carbono más
denso y más caliente. Y luego, alrededor de eso, tienes la fusión de hidrógeno. Hay
que tener mucho cuidado. Tenemos la fusión de hidrógeno. Y, por último, a su
alrededor, tienes el resto de la estrella. Y así este proceso va a continuar
hasta que ese carbono comienza a fusionarse. Y vas a tener elementos
cada vez más pesados en el núcleo. Y esta es una representación tomada de Wikipedia
de una estrella masiva bastante madura. Observa que se siguen formando estas capas de elementos
cada vez más pesados, y núcleos de elementos cada vez más pesados hasta que finalmente
llegan al hierro. Y en particular, estamos hablando del Hierro 56. Hierro con una masa
atómica de 56. Aquí en esta tabla periódica el Hierro tiene un número atómico de 26, que es
el número de protones que tiene. Al número 56, lo podemos ver como un recuento de los
protones y neutrones, aunque no es exacto. Y la razón por la que nos detenemos en
este punto es que no se puede producir energía a partir de la fusión del hierro. La
fusión del hierro en elementos más pesados que el hierro en realidad requiere
energía. Así que sería un proceso endotérmico. Fusionar el hierro en realidad
no contribuye a la formación del núcleo. Y solo para ser muy claro, así es como se
formaron los elementos pesados. Comenzamos con el hidrógeno, el hidrógeno se fusiona
en helio, el helio se fusiona en carbono, y así sucesivamente y no voy a entrar en todos
los detalles y combinaciones, pero se van fusionando en elementos más y más pesados. Neón,
oxígeno, lo puedes ver justo aquí… silicio, etc. Y estos no son los únicos elementos
que se están formando, pero son los principales. A lo largo del camino, tienes
también todos estos otros elementos: litio, berilio, boro. Todas estas otras
cosas también se están formando. Así es como se forman los elementos hasta el
hierro 56. De hecho, así es como se pueden formar los elementos hasta el níquel 56, para ser
preciso. Es decir, también habrá algo de níquel 56, que tiene la misma masa que el hierro 56, solo
que tiene dos neutrones menos y dos protones más. Así que también se formará níquel 56, y por
lo tanto, tenemos un núcleo de níquel-hierro. Hasta aquí puede llegar una estrella, independientemente de su masa, al menos
en el caso de la fusión tradicional. Voy a dejar el tema por aquí, para que pienses
en lo que podría pasar después, ahora que ya no podemos fusionar esta estrella. Y lo que vamos
a ver es que se convertirá en una supernova.