La vida de las estrellas

Cuánto tiempo viven? 1. Meses 2. Años 3. Décadas 4. Siglos 5. Miles de años 6. Millones de años 7. Cientos de millones de años 8. Miles de millones de años

Cuánto tiempo puede un auto estar encendido?

Igualmente, una estrella puede estar encendida mientras tenga combustible. Tiempos: Caida libre: R 3 t ff GM

Igualmente, una estrella puede estar encendida mientras tenga combustible. 3 Tiempos: Caida libre: ( R R ) t ff R / 1603 seg GM M / o M 3 o

Igualmente, una estrella puede estar encendida mientras tenga combustible. Tiempos: Contracción gravitacional (Kelvin-Helmholtz): 2 t GM / KH seg L R

Igualmente, una estrella puede estar encendida mientras tenga combustible. Tiempos: Contracción gravitacional (Kelvin-Helmholtz): t KH a os 3.1 10 7 ( R / ( M / M ) R o o )( L / 2 L o )

Igualmente, una estrella puede estar encendida mientras tenga combustible. () Evolución durante algunos miles de millones de años

Igualmente, una estrella puede estar encendida mientras tenga combustible. () Nel pasel. A mi me salen 30 millones de años Kelvin (el de los grados)

Igualmente, una estrella puede estar encendida mientras tenga combustible. () A Wilson! Helmholtz

Igualmente, una estrella puede estar encendida mientras tenga combustible. Las edades geológicas, sin embargo, apoyan a Darwin. Entonces cómo puede el Sol vivir tanto tiempo?

Igualmente, una estrella puede estar encendida mientras tenga combustible. Las edades geológicas, sin embargo, apoyan a Darwin. Entonces cómo puede el Sol vivir tanto tiempo? Reacciones nucleares

Igualmente, una estrella puede estar encendida mientras tenga combustible. Las edades geológicas, sin embargo, apoyan a Darwin. Entonces cómo puede el Sol vivir tanto tiempo? E = mc 2

Igualmente, una estrella puede estar encendida mientras tenga combustible. Tiempos: Nuclear: 0.007 0.1 Mc 2 t n L

Igualmente, una estrella puede estar encendida mientras tenga combustible. Tiempos: Nuclear: t n a os ( / ) 10 10 M M o ( L / L ) o

Cómo se mantienen tan estables durante tanto tiempo?. Equilibrio: F g

Cómo se mantienen tan estables durante tanto tiempo?. Equilibrio: P e P c

Cómo se mantienen tan estables durante tanto tiempo?. Equilibrio: P P R e e P c R c P e P c

Cómo se mantienen tan estables durante tanto tiempo?. Equilibrio: P = F g P e P c

Cómo se mantienen tan estables durante tanto tiempo?. Ecuación de equilibrio hidrostático: dp dr = GM r 2 r

Cómo se mantienen tan estables durante tanto tiempo?. Otras ecuaciones: 1. De masa (la masa no se crea, y la que se destruye la contabilizamos) 2. De energía: la energía sí se crea, a partir de la masa, mediante reacciones nucleares. 3. De transporte de energía: toda la energía que se produce se transporta mediante conducción, conveción y/o radiación, hacia el exterior. 4. De estado: relación entre la presión, temperatura y densidad.

Cómo se mantienen tan estables durante tanto tiempo?. Otras ecuaciones: 1. De masa (la masa no se crea, y la que se destruye la contabilizamos) 2. De energía: la energía sí se crea, a partir de la masa, mediante reacciones nucleares. 3. De transporte de energía: toda la energía que se produce se transporta mediante conducción, conveción y/o radiación, hacia el exterior. 4. De estado: relación entre la presión, temperatura y densidad. Gas ideal: P=nkT. Otras formas: presión de radiación, presión de degeneración.

Cómo se mantienen tan estables durante tanto tiempo?. Fusión nuclear: cuando dos o más núcleos atómicos se unen para formar un núcleo de un átomo más pesado. Definimos: m p = masa del protón m n = masa del neutrón Z = carga nuclear N = número de neutrones A = Z+N = peso atómico m(z,n) = masa del núcleo. Helio: 2 neutrones, 2 protones. N=2 A=4

Cómo se mantienen tan estables durante tanto tiempo?. Fusión nuclear: cuando dos o más núcleos atómicos se unen para formar un núcleo de un átomo más pesado. Definimos: m p = masa del protón m n = masa del neutrón Z = carga nuclear N = número de neutrones A = Z+N = peso atómico m(z,n) = masa del núcleo. Helio: 2 neutrones, 2 protones. N=2 A=4 Masa del núcleo de Helio: 4.0026 amus Masa de cada nucleón: 1.0079 amu Masa de 4 nucleones?

Cómo se mantienen tan estables durante tanto tiempo?. Fusión nuclear: cuando dos o más núcleos atómicos se unen para formar un núcleo de un átomo más pesado. Definimos: m p = masa del protón m n = masa del neutrón Z = carga nuclear N = número de neutrones A = Z+N = peso atómico m(z,n) = masa del núcleo. Q = Energía de amarre por nucleón: 1 A ( Zm + Nm m( Z, N) ) c 2 p n

Cómo se mantienen tan estables durante tanto tiempo?. Fusión nuclear: cuando dos o más núcleos atómicos se unen para formar un núcleo de un átomo más pesado. Definimos: m p = masa del protón m n = masa del neutrón Z = carga nuclear N = número de neutrones A = Z+N = peso atómico m(z,n) = masa del núcleo. Q Energía de amarre por nucleón: = 1 A ( Zm + Nm m( Z, N) ) c 2 p El Helio tiene menos masa que 4 nucleones. Entonces, al convertir 4 átomos de H en uno de He, se libera cierta cantidad de energía. n

Cómo se mantienen tan estables durante tanto tiempo?. Fusión nuclear: Cómo juntar cuatro núcleos de H? Cadena protón-protón (1950 y cacho). Ciclo CNO.

Cadena protónprotón

Ciclo CNO

Como resultado de estas reacciones, la abundancia de He aumenta en el interior de las estrellas. A unos 100 millones de grados, el He se puede transformar en carbono mediante la reacción triple alfa. El 8 Be es muy inestable y decae en dos nucleos de He en cuestión de 2.6x10-16 segundos. La reacción se da básicamente cuando 3 He se juntan:

Reacciones Alfa

Quemado de Carbono

Quemado de Oxigeno

Quemado de Silicio

Cómo se mantienen tan estables durante tanto tiempo?. Equilibrio: dp dr = GM r 2 r