驴C贸mo se forman los elementos en las estrellas?

驴C贸mo se forman los elementos en las estrellas?

una estrella t铆pica comienza como una nube delgada de gas de hidr贸geno que, bajo la fuerza de la gravedad, se acumula en una enorme y densa esfera. cuando la nueva estrella alcanza un cierto tama帽o, se enciende un proceso llamado fusi贸n nuclear, que genera la vasta energ铆a de la estrella. El proceso de fusi贸n obliga a los 谩tomos de hidr贸geno a unirse, transform谩ndolos en elementos m谩s pesados 鈥嬧媍omo el helio, el carbono y el ox铆geno. cuando la estrella muere despu茅s de millones o miles de millones de a帽os, puede liberar elementos m谩s pesados 鈥嬧媍omo el oro.

fusi贸n nuclear: el gran apret贸n

La fusi贸n nuclear es el proceso durante el cual los n煤cleos at贸micos se unen bajo un tremendo calor y presi贸n para crear n煤cleos m谩s pesados. Debido a que todos estos n煤cleos tienen una carga el茅ctrica positiva, y las cargas similares se repelen entre s铆, la fusi贸n solo puede ocurrir cuando estas enormes fuerzas est谩n presentes. La temperatura en el n煤cleo del Sol, por ejemplo, es de unos 15 millones de grados cent铆grados (27 millones de grados Fahrenheit) y tiene una presi贸n 250 mil millones de veces mayor que la de la atm贸sfera terrestre. el proceso libera enormes cantidades de energ铆a, diez veces la de la fisi贸n nuclear y diez millones de veces m谩s que las reacciones qu铆micas.

evoluci贸n de una estrella

en alg煤n momento, una estrella habr谩 agotado todo el hidr贸geno de su n煤cleo, habi茅ndose convertido todo en helio. en esta etapa, las capas externas de la estrella se expandir谩n para formar lo que se conoce como un gigante rojo. La fusi贸n de hidr贸geno ahora se concentra en la capa de la c谩scara alrededor del n煤cleo y, m谩s adelante, se producir谩 una fusi贸n de helio a medida que la estrella comienza a contraerse nuevamente y se calienta. El carbono es el resultado de la fusi贸n nuclear entre tres 谩tomos de helio. cuando un cuarto 谩tomo de helio se une a la mezcla, la reacci贸n produce ox铆geno.

producci贸n de elementos

S贸lo las estrellas m谩s grandes pueden producir elementos m谩s pesados. esto se debe a que estas estrellas pueden elevar sus temperaturas m谩s altas que las estrellas m谩s peque帽as como nuestro sol. una vez que el hidr贸geno se consume en estas estrellas, pasan por una serie de quemas nucleares seg煤n los tipos de elementos producidos, por ejemplo, la quema de neones, la quema de carbono, la quema de ox铆geno o la quema de silicona. en la quema de carbono, el elemento pasa por la fusi贸n nuclear para producir ne贸n, sodio, ox铆geno y magnesio.

Cuando el ne贸n se quema, se fusiona y produce magnesio y ox铆geno. El ox铆geno, a su vez, produce silicio y los otros elementos que se encuentran entre el azufre y el magnesio en la tabla peri贸dica. estos elementos, a su vez, producen los que est谩n cerca del hierro en la tabla peri贸dica: cobalto, manganeso y rutenio. El hierro y otros elementos m谩s ligeros se producen a trav茅s de reacciones de fusi贸n continua por los elementos mencionados anteriormente. Tambi茅n se produce la desintegraci贸n radiactiva de los is贸topos inestables. Una vez que se forma el hierro, la fusi贸n nuclear en el n煤cleo de la estrella se detiene.

saliendo con una explosi贸n

Las estrellas algunas veces m谩s grandes que nuestro sol explotan cuando se quedan sin energ铆a al final de su vida. Las energ铆as liberadas en este momento fugaz enanan a la de toda la vida de la estrella. Estas explosiones tienen la energ铆a para crear elementos m谩s pesados 鈥嬧媞ue el hierro, como el uranio, el plomo y el platino.



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