UNIDAD 1 LAS REACCIONES NUCLEARES EN EL SOL

UNIDAD 1EL SOL y La Materia

SolEl Sol es una estrella del tipo espectral G2 que se encuentra en el centro del Sistema Solar y constituye la mayor fuente de radiacin electromagntica de este sistema planetario. La Tierra y otros cuerpos orbitan alrededor del Sol.Distancia a la Tierra: 149.600.000 kmTemperatura de la superficie: 5.778 KRadio: 695.500 km (1 R)Masa: 1,989E30 kgLa Tierra es un planeta del Sistema Solar que gira alrededor de su estrella en la tercera rbita ms interna. Es el ms denso y el quinto mayor de los ocho planetas del Sistema Solar. Tambin es el mayor de los cuatro terrestres. Radio: 6.371 kmEdad: 4,54 mil millones de aosDistancia desde el Sol: 149.600.000 kmMasa: 5,972E24 kgPoblacin: 6,974 miles de millones (2011) Banco MundialLuna: Luna

NACIMIENTO Y MUERTE DE UNA ESTRELLA

NUCLEOSINTESIS ESTELAR

1.- QUEMA DE HIDROGENO

2.- QUEMA DE HELIO

3.- QUEMA DE METALESQUEMA DE HIDROGENO :

1.- LA CADENA PROTON PROTON

2.- EL CICLO CNO

La cadena pp IHe +He 4He + H + H + 12.86 MeV

( ~ 2,4105 aos) La energa de la cadena de reacciones ppI al completo arroja un balance de 26,7 MeV netos. La cadena pp I es dominante a temperaturas de 10 a 14 megakelvins (MK).

Por debajo de 10 MK, la cadena PP1 no produce mucho 4He.

La cadena pp II He + 4He 7Be + 7Be + e 7Li + e 7Li + H 4He + 4He La cadena pp II es dominante a temperaturas de 14 a 23 MK.El 90% de los neutrinos producidos en la reaccin 7Be(e,e)7Li* tienen una energa de 0.861 MeV, mientras que un 10% saldrn con 0.383 MeV (dependiendo de si el litio-7 est en estado excitado o no).

La cadena pp III He + 4He 7Be + 7Be + H 8B + 8B 8Be + e+ + e 8Be 4He + 4He La cadena pp III es dominante si las temperaturas exceden los 23 MK.Esta cadena no es la principal fuente de energa del Sol debido a que las temperaturas de su ncleo aun no son los suficientemente altas. Sin embargo, es muy importante en el problema de los neutrinos solares debido a que estas reacciones generan los neutrinos ms energticos. (14.06 MeV).

La cadena pp IV o Hep

Hep significa (helio-protn) En este caso el helio-3 reacciona directamente con un protn para dar helio-4

He + H 4He + + e+ La reaccin peppep significa (protn-electrn-protn) Esta reaccin es muy rara ya que en se trata de una colisin de tres partculas simultneamente lo cual es, lgicamente, mucho ms improbable. La reaccin pep puede tener lugar en vez de la reaccin pp:H + e + H H + e En el Sol, la frecuencia de la reaccin pep en comparacin con la pp es de 1:400 (una vez de cada 400 reacciones). A pesar de ello los neutrinos liberados son ms energticos: mientras los neutrinos del primer paso de las cadenas pp tienen 0.42 MeV, los neutrinos procedentes de la reaccin pep producen 1.44 MeV.

564 millones de ton de H560 millones de ton de He4 millones de ton materia en Energa Solar por cada seg.Potencia Solar en un segundo esIgual a 760mil veces pot tierra anualPROCESO TRIPLE ALFA

4He + 4He 8Be

8Be + 4He 12C + + 7.367 MeV

La energa neta liberada en el proceso es de 7.275 MeV

CICLO CNOEl ciclo CNO (carbono-nitrgeno-oxgeno) es una de las dos reacciones de fusin por las que las estrellas convierten hidrgeno en helio, siendo la otra la cadena protn-protn. Aunque la cadena protn-protn es ms importante en las estrellas de la masa del Sol o menor, los modelos tericos muestran que el ciclo CNO es la fuente de energa dominante en las estrellas ms masivas. El proceso CNO fue propuesto en 1938 por Hans Bethe.

QUEMA DE METALESSi al agotarse el helio en el ncleo de la estrella, la masa de la estrella es lo suficientemente grande, el ncleo ser capaz de comprimirse y calentarse lo suficiente como para emprender la fase siguiente de fusin del carbono.

FOTODESINTEGRACION DEL NEON

COMBUSTION DEL OXIGENO

FOTODESINTEGRACION Y COMBUSTION DE Si

El lmite del hierro

Ms all del hierro (A = 26, Z =56), el balance de energa de conexin entre ncleos es desfavorable : la fusin exotrmica se vuelve endotrmica. La fuerte estabilidad del ncleo de hierro conduce al pico de abundancia. Los elementos ms pesados que el hierro resultan del fenmeno de radiacin de neutrones, transformando los ncleos ya masivos en elementos an ms masivos (plomo, oro, hasta el uranio). La lentitud del proceso, y las condiciones termodinmicas desfavorables, explican la dbil abundancia relativa de estos elementos.

FOTODESINTEGRACIONEl ncleo llega a calentarse hasta los 3.000 millones de grados, momento en el que la estrella emite fotones de tan alta energa que hasta son capaces de desintegrar los tomos de hierro en partculas alfa y neutrones en un proceso llamado fotodesintegracin; estas partculas son, a su vez, destruidas por otros fotones, generndose as una avalancha de neutrones en el centro de la estrella

Origen de una sper novaLa primera fase de la supernova es un colapso rpido del ncleo incapaz de sostenerse. Esto conlleva una fuerte emisin de fotones y neutrones que son absorbidos por las capas interiores frenando as su colapso. Simultneamente un frente de choque de neutrinos se genera durante la neutronizacin del ncleo compacto. Finalmente, la neutrinosfera choca contra la cubierta y transmite su momento expulsando las capas y produciendo la explosin de supernovaLas reacciones del ciclo CNO son:12C + 1H13N + +1,95 MeV

13N13C + e+ + e+1,37 MeV

13C + 1H14N + +7,54 MeV

14N + 1H15O + +7,35 MeV

15O15N + e+ + e+1,86 MeV

15N + 1H12C + 4He+4,96 MeV

ETAPASFase TemperaturA (K)Masa Vol (kg/m3)Duracin

Fusin H 5000 aos

Fusin He aos

Fusin C 600 aos

Fusin O 6 meses

Fusin Si 1 dia

Colapso del ncleo1/4 s

Las estapas de fusin son cada vez ms cortas, y la temperatura cada vez ms alta.