Elementos químicos

Desde los alquimistas se han buscado sutancias puras y su trasmutación.
Se fueron descubriendo sustancias elementales: Elementos o átomos
Se midieron sus características
Se descubrió su periodicidad: Sistema periódico de los elementos de Mendeleiev
Se predijeron elementos que luego fueron descubiertos

Modelos atómicos

Experimentos que dedujeron que los átomos eran esencialmente huecos
Modelo de Bohr con núcleo pesado de carga positiva y electrones en orbitales de carga negativa

Partículas subatómicas

Electrones en corrientes eléctricas
Protones y neutrones en desintegraciones radioactivas
Prueba de modelos en colisionadores de partículas

Teoría standard predice muy exactamente el comportamiento de la materia

Bosones crean las fuerzas. Hay 4 fuerzas
-- Gravedad - Gravitón
-- Fuerza debil - Bosones W y Z
-- Electromagnetismo - Fotones
-- Fuerza fuerte - gluones

Fermiones formas la materia. Dos tipos Quarks y Leptones
-- Quarks se asocion por gluones. Tres quarks forman el protón y el neutrón
-- Leptones son elementales

Galaxias

¿Por qué son importantes las estrellas?

Nuestro sol es una estrela, de él recibimos luz que calienta la Tierra
El calor mueve las capas fluidas externas; atmósfera e hidrosfera y da lugar a la geodinámica externa.
Permite la fotosíntesis de la que depende mayor parte la vida en la Tierra
De los fóasiles orgánicos (carbón y petróleo) depende la mayor parte de la energóa que utilizamos.

En Big bang no se formaron elementos más pesados que el helio. Lo demás lo formaron las estellas y lo enviaron al espacio. Somos polvo de estrellas

Tipos de estrellas

Las estrellas son cuerpos celestes que emiten luz propia pero no todas las estrellas son iguales

• Las masas de las estrellas oscilan normalmente entre una décima parte de la solar y 20 veces la masa del Sol.
  La mayoría de las estrellas son menores que nuestro sol
• La temperatura interior siempre es muy elevada (millones de grados) pero la temperatura superficial varía desde menos de 1.000 ºK a más de 30.000 ºK
• Su luminosidad es aún más variable; desde diezmilésimas de la solar hasta 100.000 veces mayor
• Igualmente su tamaño es muy variable ....

 Comparacióndel tamaño de los cuerpos celestes

Cuando se ponen en un gráfico las estrellas clasificadas por su color (que se corresponde con su temperatura superficial) frente a la luminosidad se obtiene un diagrama como el siguiente:

• La mayoría de las estrellas se agrupan en la secuencia principal, diagonal en la gráfica. En esta secuencia principal las estrelas más brillantes son las de mayor temperatura superficial.
• Algunas estrellas son frias pero muy luminosas (Parte superior derecha del diagrama).
  El motivo es que son de gran tamaño. Se las denomina gigantes rojas
• Otras estrellas son poco luminosas calientes, enanas blancas, o frías; enanas marrones.
  Se encuentran en la parte inferior del diagrama
• La mayoría de las estrellas mantienen su emisión de radiación aproximadamente constante durante periodos prolongados de tiempo, pero algunas cambian de brillo en días, semanas o meses, estas son las denominadas estrellas variables
  

Las supernovas mandan al espacio elementos más pesados que el He . O C N Fe Ni ..... (metales para los astrónomos)
De ellos pueden nacer nuevas estrellas y planetas.

 

Secuencia de acontecimientos en la evolución de una estrella

• Una masa de gas no homogénea por perturbación o expontáneamente se contrae por gravedad.
• La contracción aumenta temperatura
• El aumento de temperatura aumenta presión hasta que se equilibra con la gravedad.
• La energía se pierde por radiación al espacio y se vuelve contraer y a aumentar la presión
• Al ser la gravedad cada vez mayor la temperatura tiene que ser cada vez más elevada para mentener la estructura del gas en compresión
• La radiación emitida va cambiando desde el infrarrojo a visible

El proceso continúa hasta que la presión es suficiente para producir la fusión del hidrógeno en helio. 4 H -> 1 He . Se produce a unos 7 a 20 millones de ºK Este proceso mantiene a la estrella irradiando durante millones de años (secuencia principal del diagrama HR) Las estrellas grandes al tener mayor temperatura son azules y viven pocos millones de años Las estrellas menores son rojas y su vida en la secuencia principal es más larga: miles de millones de años. El Sol vivirá unos 10.000 m.a. quemando materia a unos 600 millones TM/s Al agotarse el H el núcleo se contrae y calienta y empieza la fusión de otros elementos más pesados hasta el Fe Las temperaturas interiores son mucho más altas 100 millones ºK Pero se obtiene mucha menor energía Mientras el núcleo se calienta la periferia se expande y enfría: gigantes rojas Son estrellas inestables: - A veces se producen explosiones: novas - A veces se convierten en estrellas variables. en las que cambia el brillo periódicamente

• El futuro de la estrella depende de la masa
• De 0.1 a 1.5 veces la masa solar
  Se van agotando y emitiendo parte de sus capas exteriores (nebulosa planetaria) conirtiéndose en enanas blancas muy densas.
  La masa solar en el volumen de la tierra d=1 Tm/cm3.
  Las enanas blancas se convierten progresivamente en enanas marrones al perder temperatura
• Masa mayor de 1.5 veces la masa solar
  Da lugar a una supernova explosiva . que emite tanta radiación como toda una galaxia.
  Emite al espacio gran parte de su masa quedando un resto una estrella de neutrones o un agujero negro
  • Masa menor de 3 veces la solar: Estrellas de neutrones
    Los átomos no pueden aguantar la gravedad y se combinan protones y electrones formando una especie de átomo gigante de neutrones
    Diámetro = 20 Km d=100 millones Tm/cm3
  • Masa mayor de 3 veces la solar:: Agujeros negros .
    La gravedad es tan intensa que no pueden escapar ni los fotones
    El tiempo y el espacio se alteran en su interior
    No sale nada
    

  Fin de la vida de una estrella en Oneminutephisics

• La materia expulsada por super-novas forma ondas de presión que forman nuevas estrellas y polvo estelar.