Sir Fred Hoyle (1916 2001) El concepto de nucleosíntesis en estrellas se estableció por primera vez por Hoyle en 1946. Hans Albrecht Bethe nació en Estrasburgo, Alsacia Lorena, el 2 de julio de 1906. Su principal trabajo es acerca de la teoría de los núcleos atómicos. Sus investigaciones sobre las reacciones nucleares lo condujeron al descubrimiento de las reacciones que abastecieron de energía las estrellas. La más importante reacción nuclear en las estrellas brillantes son los ciclos de carbono y nitrógeno, mientras que el sol y las estrellas tenues usan principalmente la reacción protón protón.
Estrellas, como nuestro Sol, son el único lugar en nuestro universo donde los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio se producen. Estrellas con una masa similar a nuestro sol pueden producir los elementos más pesados que incluyen hasta el oxígeno.
El Telescopio Espacial Hubble capturó estaimagendela Nebulosa delanillo (M57), la más famosa de todas las nebulosas planetarias. En la imagen, se observa untúnel degas emitido por una estrella muriendo miles de años atrás. Asimismo, se muestra tozos macizos oscuros de forma elongada de los materiales incorporados en el gas en el borde de la nebulosa, y la estrella moribunda en el centro flotando en un neblina azul de gas caliente. La nebulosa es un diámetro de alrededor d de un año luz y está ubicado a unos 2000 años luz de la Tierra. Los colores observados representan a tres diferentes elementos químicos: el helio (azul), oxígeno (verde) y nitrógeno (rojo).
La apariencia clásica del Anillo de la Nebulosa se debea nuestraperspectiva desde el planeta Tierra; se ve en el centro como un barril enforma denubedegas gas. Pero las estructuras bucles elegantes que se amplían aún más allá del Anillo de la Nebulosa en las regiones centrales muestran un falso color en imagen de infrarrojos del Telescopio Spitzer Space.
Las nebulosas planetarias han sido desde hace mucho tiempo apreciadas como la fase final en la vida de una estrella como el sol. Sólo mucho más recientemente, sin embargo, en algunas nebulosas planetarias se ha constatado que algunas tienen hl halos como ét éste, probablemente están formados de material que encogió durante episodios anteriores a la evolución. Aunque se cree que la fase de nebulosa planetaria dura alrededor de 10000 años, los astrónomos calculan la edad del exterior filamentoso de algunas partes de este halo es de 50000 a 90000 años.
Una nebulosa planetaria clásica es la Nebulosa Ojo de Gato (NGC 6543), muestra el final, una breve pero espectacular etapa en la vida de una estrella tipo el sol. Esta nebulosa de una estrella moribunda en el centro produjo el sencillo, patrón exterior de polvo de conchas concéntricas de capas exteriores en una serie de convulsiones regulares.
Sin embargo, la formación de estructuras internas hermosas y más complejas que se muestran en este acercamiento no se entiende bien. La nebulosa que se ve tan claramente en esta imágen del telescopio espacial Hubble se encuentra a una distancia tres mil años luz y mide más de medio año luz de un extremo a otro. Al observar esta nebulosa con cuidado, los astrónomos pueden estar viendo el destino de nuestro sol, cuyo sino es entrar en su propia fase evolutiva de nebulosa planetaria en cinco billones de años.
Un montaje de imágenes de nebulosas planetarias observadas con el Telescopio Espacial Hubble. Éstas ilustran las diversas formas en que mueren las estrellas, expulsan sus capas exteriores como nebulosas muy estructuradas. Créditos: Bruce Balick, Howard Bond, R. Sahai, sus colaboradores, y la NASA.
Los elementos más pesados se producen en las explosiones masivas de supernovas que son estrellas de al menos ocho veces el tamaño de nuestro sol. La Nebulosa del Cangrejo, fue producida por una explosión de una supernova presenciado por los astrónomos chinos en 1054 A. C. Ahora tiene unos 10 años luz de diámetro, todavía está creciendo a alrededor de 1100 millas por segundo.
La Supernova 1994D, vista como el punto brillante en la parte inferior izquierda, se produjo a lo largo de las afueras del disco de galaxia NGC 4526. La Supernova 1994D no es de interés por ser diferente, sino más bien por ser similar a otras supernovas. La luz que emiten durante las semanas después de su explosión la ha identificado como otro tipo de supernovas, que son de gran interés para los astrónomos.
El núcleo de hierro ocupa un lugar especial en la física nuclear y, por extensión, en la composición del universo. El hierro es el más estrechamente vinculado con el núcleo. Los núcleos más ligeros, cuando se fusionan liberan energía. Para hacer un núcleo más pesado que el hierro, sin embargo, se requiere un gasto de energía. Este hecho, establecido en los laboratorios terrestres, es fundamental en la muerte violenta de las estrellas. Una vez que una estrella ha construido un núcleo de hierro, no hay manera que pueda generar la fusión de energía. En la estrella, la energía radiante va a un prodigioso ritmo, al igual que se mueve un adolescente con un tarjeta t de crédito. Utilizar los recursos mucho más rápido de lo que se pueden reponer, se alza en el borde del desastre.
Para estrellas masivas el desastre se adopta como una forma de explosión de la supernova. El núcleo se hunde hacia el interior en tan sólo un segundo para convertirse en una estrella de neutrones o agujero negro. El material contenido en el núcleo es tan denso como dentro del núcleo. El núcleo se no se puede comprimir más. Cuando el material cae aún más en este núcleo duro, rebota como un tren al golpear una pared. Una ola de intensa presión que viajan más rápido que el sonido de un trueno estruendoso en toda la extensión de la estrella. Cuando la onda de choque alcanza la superficie, la estrella se ilumina y de repente explota. Por unas semanas, la superficie brilla como millones de soles brillantes, mientras que la superficie emisora se expande a varios miles de kilómetros por segundo. La brusca liberación de energía es comparable a la producción total de energía de nuestro sol en toda su vida.
Supernova 1987A vista en infrarrojo Et Este panorama teórico tói de la creación de elementos pesados en las explosiones de las supernovas fue probado exhaustivamente en febrero de 1987. Una supernova, SN 1987A, explotó en la cercana Gran Nube de Magallanes. Sanduleak 69 202, que en 1986 se observó como una estrella de 20 masas solares, ya no está allí. Juntas la estrella y la espectacular supernova dan pruebas de que al menos una estrella masiva terminó su vida de una manera violenta. Los neutrinos emitidos por las más recónditas ondas de choque de la explosión fueron detectados en Ohio y en Japón, horas antes de la estrella comenzara a brillar. Los elementos recién sintetizados radiaron energía, haciendo que los restos de la supernova brillarande forma que pudieran observarse a simple vista durante meses después de la explosión. Adicionalmente, los satélites y globos detectaron los rayos gamma específicos de alta energía que emiten los núcleos radiactivos recién generados.
La nebulosa de la supernova del Cangrejo
Hemos completado un círculo. El universo es una historia de evolución de generaciones, a cada muerte corresponde un nuevo comienzo. Con su muerte, las supernovas enriquecen el medio interestelar, de tal forma que pueden nacer nuevas estrellas y planetas. Cada átomo de calcio en los huesos de nuestros cuerpos, cada átomo de hierro en nuestra sangre fue producido por una estrella hace billones de años, antges de que naciera nuestro sol. Somos literalmente hijos de las estrellas.
Abundancia del los elementos en la corteza terrestre.
Ciclo Geoquímico
La abundancia relativa de los isótopos de los elementos en el sistema solar como función de su número de masa (número de protones y neutrones en el núcleo).
Trayectoria predicha para el proceso r (en rojo) en la carta de núclidos. En esta gráfica el número de neutrones aumenta en la columna hacia la derecha, mientras que el número de protones(número del elemento) aumenta hacia arriba en la fila. Cada caja representan un núcleo con un número específico de protones y neutrones. Los núcleos en una fila horizontal representan los diferentes isótopos de un elemento dado. Los números mágicos de protones y neutrones están marcado en gris, y son aquéllos con capas cerradas. Se muestran núcleos estables o de larga vida media de forma que existen naturalmente (negro), núcleos inestables de los que se conoce la masa (verde) y todos los otros núcleos inestables que se predice existan mediante la teoría nuclear (amarillo). Las líneas diagonales punteadas marcan los números de masa en que se observa el máximo del proceso r. También se observa en una forma esquemática la trayectoria de los procesos de fusión en las estrellas (flecha naranja) y el proceso s (flecha roja). A partir de la captura de neutrones N aumenta en uno, mientras que pro un decaimiento beta Z aumenta en 1 y NH disminuye en 1 (ver las flechas).
Contribución del proceso r a las abundacias isotópica de los elementos en el sistema solar como función de la masa ( proceso solar r ) ). Esta distribución se obtiene restando las contribuciones calculadas del proceso s y otros procesos menos importantes. Las abundancias están en las unidades usuales relativas a un millón de núcleos de silicio. Adicionalmente, se presentan las abundancias calculadas producidas en dos modelos de procesos r que difieren únicamente en el modelo teórico usado para predecir las masas nucleares. (Datos obtenidos de K. L. Kratz and B. Pfeiffer, University of Mainz, Germany). Esto ilustra en forma adecuada la fuerte dependencia predicha respecto a las abundancias por el proceso r.