Este documento describe los procesos de formación de elementos en el interior de las estrellas a través de reacciones nucleares de fusión, y cómo las partículas subatómicas y radiaciones emitidas por las estrellas interactúan con el medio interestelar, dando origen a nuevos átomos y moléculas. También explica brevemente la evolución y muerte de las estrellas, incluyendo procesos como supernovas y la formación de agujeros negros.

1. Estrellas -
Partículas
SubatómicasDora Carolina López
Diana Carolina Salcedo
César Andrés Rodríguez

2. RELACION DE ASTRONOMIA CON LA
QUIMICA
ATOMOSFORMADOS
Interior de las estrellas a partir de H+
Proceso hace que la estrella
Emita
radiación
Emita
partículas
ionizadas Interactúan con
átomos de
Nebulosa
Atmosferas
super. De
cuerpos
celestes
Producen
radicales
libres
Si interactúan
con núcleos de
átomos
Se convierten en
otros elementos
Otro tipo de
reacciones
Espacio
inter
estelar Existencia de
moléculas
complejas
aminoácidos

3. Objeto astronómico
que brilla
Entidad física
significativa
Demostración
de su existencia
Pruebas
científicas
hipotéticas
Se puede
confundir con un
cuerpo celeste
Objeto
astronómico

4. ¿ QUE ES UNA ESTRELLA?
Definición
Esferas de plasma que
mantiene su forma
gracias a un equilibrio
hidrostático de
fuerzas.

5. EQUILIBRIO HIDROSTATICO
GENERACION El equilibrio se produce
esencialmente entre
la fuerza de gravedad,
que empuja
la materia hacia el
centro de la estrella, y
la presión que ejerce el
plasma hacia fuera, que,
tal como sucede en
un gas, tiende a
expandirlo.

6. FORMCION Y EVOLUCION DE LAS
ESTRELLASREGIONES MUY DENSAS DE NUBES
MOLECULARES
INESTABILIDAD GRAVITACIONAL
• DONDE HAY SUPERNOVAS O COLISIONES GALACTICAS
• PROCESO ACELERADO
• NUBES DE HIDROGENO
• CHOCAN CON AYUDA DE ATRACCION GRAVITATORIO
• VA AUMENTANDOSE SU DENSIDAD
• PROTOESTRELLA
• NUCLEO CALIENTE
• FINALIZA
• INICIAN LAS REACCIONES NUCLEARES
• ELEVANDO LA PRESION Y TEMERATURA DE LA
PROTOESTRELLA
• SE ESTABILIZA LA FUSION DE H+
90% DE LA
VIDA DE LA
ESTRELLA

7. ACUMULACION
DE MATERIA
COMPRESION
CALIENTE
TEMPERATURA
DE
1.000.000°C
REACCION
NUCLEAR
CATALIZACION
DE CARBONO Y
NITROGENO
DETENIMIENTO
DE
CONTRACCION
PRIMERO SON
ROJAS
GRANDES
CALIENTES
LUEGO PASAN
A ENANAS
AZULES FRIAS
FORMACIONDE
ESTRELLAS

8. FUSION EN PROCESO DEGENERATIVO POR EL PRINCIPIO
DE EXCLUSION DE PAULI GENERANDO UNA SUPERNOVA
CICLO DE VIDA
TEORIA DE LAS
ORBITAS
CUANTIFICADAS
TIEMPO
PROLONGADO
ATOMOS
EXTERNOS INICIAN
LA FUSION
EXPANSION DEL
DIAMETRO POR
PRESION
PARALIZACION
COMPRESION DEL
CUERPO
FUERZAS
GRAVITACIONALES
APARIENCIA
ROJIZA
SIN ELEMENTOS
QUE FUSIONAR
(COLAPSO)

9. AGOTMIENTO DE H+
AGOTAMIENTO
SE PODRA CONVERTIR
ENANA BLANCA SUPERNOVA
DEJANDO UN REMANENTE
ESTELAR
ESTRELLA DE
NEUTRONES
AGUJERO NEGRO
SU EVOLUCION DEPENDE DE
LA MASA
SE LA LLEVA EL VIENTO
ESTELAR

10. ASTRONOMÍA ESTELAR
Estrella
prototípica
Msol= 1,9891x
1030 kg
Masa de las
estrellas se
mide en
masas
solares
Msol

12. ESTRELLAS
Hacen parte
de
Objetos
astronómicos
simples
Objetos
astronómicos
compuestos
SIMPLES COMPUESTOS
ESTRELLAS POR TIPO ESPECTRAL
•Enanas azules
•Enanas blancas
•Enanas amarillas
•Enanas rojas
•Enanas marrones
•Enanas negras
•Gigantes rojas
•Gigantes azules
•Supe gigantes rojas
ESTRELLAS VARIABLES
•Variable mira
•Variables cefeidas
•Variables semiregulares
•Variables irregulares
•Variables cataclismicas
ESTRELLAS COMPACTAS
•Enanas blancas
•Estrellas de neutrones
•Estrella de neutrones magnetares
•Estrellas de neutrones pulsares
ESTRELLAS DE PROTONS
•Estrella de quarks
•Agujeros negros
•Agujeros negros masivos
ESTRELLAS DE ENERGIA OSCURA
ASOCIACIONES ESTELARES
ESTRELLAS BINARIAS
•estrella rayos x
•binarias visuales
•binarias espectroscópicas
•binarias eclipsantes
•binarias despegadas
•binarias semidespegadas
•binarias de contacto
ESTRELLAS TRIPLES

13. Sistema estelar
Estrellas ligadas
gravitacionalmente
Sistemas estelares
binario o ternarios Cúmulos estelares
Estrellas aisladas
Sol separándose de su
agrupación estelar y
campo gravitacional
La superposición
de los campos
Agujeros negros ,
estrellas , gas
interestelar
Distribución
estelar
Agrupadas en
galaxias
Navegación espacial y
posicionamiento
estelar
Orientación (
estrella náutica)

14. Tipos de
Estrellas
Enana Gigante
Supergiga
ntes
Novas Superno
vas
Roja
s
Blanc
as
Grande
s
Lumino
sas
Baja
densid
ad
Extrema
da
Luminosi
dad
Estrell
as
nuevas

15. CLASIFICACION ESTELAR
Tipo espectral HD Henry Droper de acuerdo
a espectroluminoso y temperatura de la
superficie dan el color
Clase de luminosidad observatorio yerkes de
Harvard

16. ABUNDANCIA DE LOS ELEMENTOS EN LAS
ESTRELLAS Y SU CLASIFICACIÓN EN ELLAS• helio, oxígeno y nitrógeno, y también las de hidrógeno
O
• se distingue por una fuerte línea del calcio H y K
B
• Su línea espectral, muestra absorción del hidrógeno.
A
• se distingue por una fuerte línea del calcio H y K
F
• destacadas líneas espectrales de hidrógeno, además de otros
metales, en particular el hierroG
• líneas fuertes de calcio son características de las estrellas de este
grupoK
• líneas espectrales destaca la presencia de óxido de titanio
M

17. HERTZPRUNG-
RUSSEL

18. NUCLEO MANTO ATMOSFERA
Reacciones nucleares
que producen su
energía
Transporta energía a
la superficie por
•Convección
•radiación
Visible
Fenómenos de
eyección de la
materia
Corona
•Partículas ionizadas
aceleradas por
campo magnético
(le dan a la
superficie alta
temperatura)
ESTRUCTURA
ESTELAR

19. INCIO DE LA FUSION NUCLEAR
DE LAS ESTRELLAS
Fusión de núcleos ligeros
para la formación de
núcleos pesados este
nuevo núcleo tiene una
masa inferior a la suma
de los núcleos
fusionados , esta
diferencia de masa se
libera en forma de
energía

20. Fusión
Densidad y
Temperatura
alta
Ciclos
Formación de
distintos
elementos
H He
He C
Fe

21. MOLECULAS
FUSIONANDO
REACCIONES TERMONUCLEARES
FUSION NUCLEAR
MOLECULAS DE
HIDROGENO
FUSIONANDOSE
PARA ORIGINAR
MOLECULAS DE
HELIO Y
ELEMENTOS MAS
PESADOS EN SU
INTERIOR (Fe y Ni).

22. ESTAS EMISIONES SON LAS QUE NOS
PERMITEN OBSERVAR LA APARIENCIA DE LAS
TIPOS
RADIACION
ELECTROMAGNET
ICA
NEUTRINOS VIENTO ESTELAR
EMISIONES DE ENERGIA

23. PARTICULAS SUBATOMICAS
Definición
PARTICULAS MAS
PEQUEÑAS QUE EL
ATOMO, PUEDEN
PRESENTARSE DE FORMA
ELEMENTAL O
COMPUESTAS.

24. Boson: no
cumplen principio
de exclusión de
pauli.
NOEXISTEN
AISLADOS
EXISTEN
AISLADOS
FERMION:
CUMPLEN
PRINCIPIO DE
EXCLUSIÓN DE
PAULI.

25. TIPOSDEPARTICULAS
SUBATOMICAS

26. EQUIVALENTES A LOS ELECTRONES
EN SENTIDO CONTRARIO
POSITRON
PARTICULAS EXPULSADAS
DE LOS NUCLEOS POR LA
ABSORCION DE RAYOS
COSMICOS
fermion

27. NEUTRINO Y
ANTINEUTRINO
CAUSANTES DE LAS
ENERGIAS DE ENLACE POR
EFECTOS DE LOS RAYOS
COSMICOS SOBRE LA
MATERIA
MESON
PARTICULAS PEQUEÑAS DE
MASA Y DE CARGA 0, SON
LA CAUSA DE PERDIDA DE
ENERGIA DURANTE LA
EMISION RADIOACTIVA DE
PROTONES Y ELECTRONES.
fermion

28. DEUTERON – PARTICULA
COMPUESTA
NUCLEO DE DEUTERIO O
HIDROGENO QUE GUARDA LA
RELACION ENTRE LOS
PROTONES, USADO PARA
BOMBARDEOS DE NUCLEOS.

29. RADIACIONESDE
PARTICULAS
PARTICULAS
CON CARGA
POSITIVA. NO
POSEEN
ENERGIA
ELECTROMAG
NETICA.
SE MUEVEN A
20.000KM/S
PARTICULA α
SON UN
FLUJO DE
ELECTRONES
O
POSITRONES.
VELOCIDAD
CERCANA A
LA DE LA LUZ
300.000KM
PARTICULA β
RADIACION
ELECTROMAG
NETICA DE LA
NATURALEZA
DE LA LUZ
PERO CON UN
λ MUCHO
MENOR.
NEUTROS, NO
PARTICULA γ

30. Generación de energía
en las estrellas
•1920
•Aporte de la energía provenía de reacciones nucleares
Eddington
•1938
•Fusión es capaz de mantener la estructura interna de una estrella
•Aplicada para estrellas de masa elevada o intermedia
•No fisión relativo bajo rendimiento energético , elementos mas
pesados que el fe , poco abundantes
Hans Bethe

31. Las temperaturas de núcleo
No alcanzan a
fusionar iones
Existe un optimo de
energía donde se
dan la mayoria de
las reacciones
Cruce de
probabilidades
De que las particulas tengan
E y T determinadas
De que las particulas salten
las barreras por efecto tunel

32. Efecto túnel
Permite que 2 partículas
con E suficiente para
traspasar una barrera
potencial que las separa
Tenga la probabilidad de
saltarla
Al haber tantas colisiones
estadísticamente
Suficientes reacciones
Para sostenerla
No tantas reacciones
Para hacerla estrellar

33. GENERACIÓN DE ENERGÍA EN LAS
ESTRELLAS
4¹H → 2²H + 2e+ + 2νe (4.0
MEV + 1.0 MeV)
2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5
MeV)
2³He → 4He + 2¹H (12.9 MeV)
4¹H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 Me
4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7.4 MeV
34He → 12C + γ + 7.2 MeV

34. GENERACIÓN DE ENERGÍA EN LAS
ESTRELLASMaterial
combustible
(o Fe)
Temperatura
en
millones de
Kelvin
Densidad (kg/
cm3)
Duración de
la
combustión
H 40 0,006
10 millones
años
He 190 1,1 1 millón años
C 740 240 12.000 años
Ne 1.600 7.400 12 años
O 2.100 16.000 4 años
S/Si 3.400 50.000 1 semana

35. Muerte estelar
iniciales y metalicidad igual a la del Sol
acabará expulsando en forma de viento
estelar más del 90% de su masa para
acabar su vida con menos de 10 masas
solares.
• Finalmente, al morir la estrella se
produce en la mayoría de los casos una
nebulosa planetaria, una supernova o
una hipernova por la cual se expulsa aún
más materia al espacio interestelar
•La materia expulsada
incluye elementos pesados producidos en
la estrella que más tarde formarán
nuevas estrellas y planetas

36. ESTRELLAS EN PERIODO TARDIO DE
NOVAS ¿ESTRELLAS NUEVAS?

37. SUPERNOV
A
Colapso gravitacional
presión creada por los
procesos nucleares no

38. AGUJERONEGRO
MASA MAYOR
A LA DEL SOL
EVOLUCION
ACELERADA
ESTRELLA DE
NEUTRONES
CONTRACCION
DEL CUERPO
FORMACION
DEL AGUJERO
RADIACIONES
SIN ESCAPE