El origen de los elementos
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- Carla Farías Toledo
- hace 8 años
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1 El origen de los elementos Álvaro Tolosa Delgado
2 Índice 1. Conceptos 2. Nucleosíntesis primordial 3. Nucleosíntesis estelar 4. Nucleosíntesis explosiva 5. Conclusión
3 1. Introducción de conceptos Fuerzas fundamentales Existen 4 fuerzas fundamentales En astrofísica intervienen TODAS Partículas Interacciones
4 1. Introducción de conceptos Partículas Hadrones y leptones Hadrones: nucleones (neutrones y protones). Quarks+gluones
5 1. Introducción de conceptos Energía de ligadura Qué masa tiene un sistema ligado? E=mc2
6 1. Introducción de conceptos Energía de ligadura Qué masa tiene un sistema ligado? Mtotal = ΣMi B/c2 B = energía de ligadura Mi = masa de los constituyentes libres
7 1. Introducción de conceptos Energía de ligadura Fórmula de masas (Weizsäcker) Alrededor del 1% de la masa del núcleo E=mc2
8 1. Introducción de conceptos Fórmula de masas (Weizsäcker)
9 1. Introducción de conceptos Fórmula de masas (Weizsäcker)
10 1. Introducción de conceptos Velocidad de reacción Sección eficaz Dependencia con la velocidad Dependencia con la temperatura
11 1. Introducción de conceptos Velocidad de reacción Shu
12
13
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15 2. Nucleosíntesis primordial Basdevant, Rich, Spiro
16 2. Nucleosíntesis primordial Philips
17 2. Nucleosíntesis primordial Balance: 1H y 4He a patadas Trazas de 2H, 3He, 7Li (1 por cada 105 1H) No existen neutrones libres Teorizado por Gamow
18 3. Nucleosíntesis estelar Qué es una estrella? (Charla de Juan) Basdevant, Rich, Spiro
19 3. Nucleosíntesis estelar Combustión de H Existen 4 cadenas para fusionar 1H en 4He: Cadena protón-protón: PPI, PPII, PPIII Ciclo CNO Qué fuerzas intervienen?
20 Combustión de H. Cadena p-p Philips
21 Combustión de H. CNO(12C) CNO no existen en 1ª generación!! Necesita mayor temperatura que cadena p-p
22 Combustión de H. CNO(15N) CNO no existen en 1ª generación!!
23 Combustión de H. Bertulani
24 Combustión del He 4 Y si la temperatura sigue subiendo Fusión de 2 alfas? El 8Be no es un núcleo ligado y tiene una vida media de unos 0.1 ps (10-16 s)
25 Combustión del He 4 Y si la temperatura sigue subiendo Fusión de 2 alfas? El 8Be no es un núcleo ligado y tiene una vida media de unos 0.1 ps (10-16 s) Fusión de 2 alfas? No, tres! Proceso triple alfa
26 Combustión del He 4 Y si la temperatura sigue subiendo Fusión de 2 alfas? No, tres! A partir del 12C se pueden seguir agregando alfas
27 Combustión del 4He Basdevant, Rich, Spiro
28 Combustión del He 4
29 Combustión del C 12 Y si la temperatura sigue subiendo Aparecen los primeros núcleos con A impar Se liberan protones y neutrones!
30 Combustión del 12C Y si la temperatura sigue subiendo Aparecen los primeros núcleos con A impar Se liberan neutrones!
31 Combustión del Mg 24 Podríamos pensar que fusionando dos núcleos de 24Mg llegamos cerca de la estabilidad A=56. Sin embargo, la presencia de fotones térmicos de alta temperatura hacen que sea un proceso poco eficiente (son capaces de disociar núcleos) Ciclos para llegar a núcleos más pesados
32 (Bi)Ciclo NeNa + MgAl Y si la temperatura sigue subiendo L. Gialanella
33 Combustión del Si 28 Podríamos pensar que fusionando dos núcleos de 28Si (para dar 58Ni) llegamos cerca de la estabilidad A=56. Sin embargo, la presencia de fotones térmicos de alta temperatura hacen que sea un proceso poco eficiente (son capaces de disociar núcleos)
34 Combustión del Si 28 Y si la temperatura sigue subiendo
35 No hay más que fusionar en el núcleo! En la corteza puede existir fusión en diferentes etapas
36 El Catapún La presión de degeneración no depende de la temperatura Colapso gravitatorio de las capas externas Y de dónde sale la energía para mantener el brillo?
37 El Catapún Basdevant, Rich, Spiro La luminosidad, y su duración, están determinadas por ciertos isótopos
38 El Catapún Basdevant, Rich, Spiro La luminosidad, y su duración, están determinadas por ciertos isótopos SN1987
39 Núcleo de la estrella Adiós al termostato nuclear Producción térmica de neutrinos Se degenera: el plasma no soporta la presión Neutronización: para compactar materia Fotodisociación y evaporación: fotones muy energéticos Trampa de neutrinos
40 Escala de tiempo
41 Evolución MS Etapa T/K ρ / (g/cm3) ρ / ρ0 Duración Fusión H 4E7 5 5E-12 ~1E7 años Fusión He 2E E-10 ~1E6 años Fusión C 6E8 2E5 2E años Fusión Ne 1E9 4E6 4E-6 1 año Fusión O 2E9 1E meses Fusión Si 3E9 3E día 1E12 1 segundos Colapso g 1E10
42 Evolución MS Basdevant, Rich, Spiro
43 4. Nucleosíntesis explosiva Diferentes procesos: s, r, rp, nu-p Dependerán de la temperatura?
44 4. Nucleosíntesis explosiva Diferentes procesos: s, r, rp, nu-p Dependerán de la temperatura? No! Proceso s y proceso r: los protagonistas son n Proceso rp: energía gravitatoria Proceso nu-p: los protagonistas son neutrinos
45 4. Nucleosíntesis explosiva Basdevant, Rich, Spiro Proceso r: absorción rápida de neutrones
46 4. Nucleosíntesis explosiva Basdevant, Rich, Spiro Proceso s: absorción lenta de neutrones
47 5. Conclusión Abundancia relativa de los núcleos Depende del proceso de nucleosíntesis Depende de la forma de dispersión Uno de los pilares de la th del Big Bang
48 5. Conclusión Bertulani
49 5. Conclusión L. Gialanella
50 Basdevant, Rich, Spiro 5. Conclusión
51 Basdevant, Rich, Spiro 5. Conclusión
52 Bibliografía Basdevant, Rich, Spiro. Fundamentals in Nuclear Physics. (From Nuclear Structure to Cosmology) Shu. The physical universe Philips. The physics of stars. Bertulani. Nuclear physics in a nutshell E. Battaner. Física de las noches estrelladas E. Battaner. Introducción a la astrofísica
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