Sir Fred Hoyle (1916‐2001)

Hans Albrecht Bethe nació en Estrasburgo,Alsacia‐Lorena, el 2 de julio de 1906. Suprincipal trabajo es acerca de la teoría de

El concepto de nucleosíntesis en estrellas se estableció por primera vez por Hoyle en 1946.

los núcleos atómicos. Sus investigacionessobre las reacciones nucleares locondujeron al descubrimiento de lasreacciones que abastecieron de energíareacciones que abastecieron de energíalas estrellas. La más importante reacciónnuclear en las estrellas brillantes son losciclos de carbono y nitrógeno , mientras

l l l t ll tque el sol y las estrellas tenues usanprincipalmente 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 soluna masa similar  a nuestro sol pueden producir los elementos más pesados que incluyen hasta  el oxígeno.

El Telescopio Espacial Hubble capturó esta imagen de la Nebulosa del Anilloesta imagen de la Nebulosa del Anillo (M57), la más famosa de todas las nebulosas planetarias. En la imagen, se observa un túnel de gas emitidose observa un túnel de gas 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 l d d d ñ l áalrededor de un año luz y está ubicado a unos 2000 años luz de la Tierra. Los colores observados representan a tres diferentesrepresentan a tres diferentes elementos químicos: el helio (azul), oxígeno (verde) y nitrógeno (rojo).

La apariencia clásica del Anillo de la  Nebulosa se debe a nuestra perspectivadebe a nuestra perspectiva desde el planeta Tierra; se ve en el centro  como un barril en forma de nube de gasen forma de nube de gas.Pero las estructuras bucles elegantes que se amplían ú á llá d l A ill d laún más allá del Anillo de la Nebulosa en las regiones centrales muestran un falso l i dcolor 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 l ti h l é talgunas tienen halos como éste, probablemente están formados de material que encogió durante  episodios anteriores a laepisodios anteriores a la evolución.Aunque se cree que la fase de nebulosa planetaria dura palrededor 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 l t i lá i lplanetaria clásica es la 

Nebulosa Ojo de Gato (NGC 6543), muestra el f l bfinal, 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 g ,estructuras internas hermosas y más complejas que se muestranen este acercamiento no se ti d bi L b lentiende bien.  La nebulosa que

se ve tan claramente en estaimágen del telescopio espacialHubble  se encuentra a unadistancia tres mil años luz y mide más de medio año luz de un extremo a otro.Al observar esta nebulosa conAl  observar esta nebulosa con cuidado, los astrónomos puedenestar viendo el destino de nuestro sol, cuyo sino es entraren su propia fase evolutiva de nebulosa planetaria en cincobillones de años.

Un montaje de imágenes de nebulosas planetarias observadas pcon el Telescopio Espacial Hubble. Éstas ilustran las diversas fformas en que mueren las estrellas, expulsan sus capas exteriores como nebulosas muy estructuradas. Créditos: Bruce Balick, Howard Bond R Sahai susBond, R. Sahai, sus colaboradores, y la NASA.

Los elementos más pesados se producen en las explosiones masivas de supernovas que son estrellas de alque son estrellas de al menos ocho veces el tamaño de nuestro sol. La Nebulosa del CangrejoNebulosa del Cangrejo, fue producida por una explosión de una supernova presenciado p ppor 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 puntovista como el punto brillante en la parte inferior izquierda, se produjo a lo largo de  p j glas 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 

L lsupernovas. La luz que emiten durante las semanas después de su explosión la haexplosión la ha identificado como otro tipo de  supernovas, que son de gran interésque son de gran interés para los astrónomos. 

El núcleo de hierro ocupa un lugar especial en la físicaEl 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 energíanúcleos 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 laboratoriosde 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 hierroUna 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 i l d l t t j t digual que se mueve un adolescente con un tarjeta 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 unasla 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

E t t ó i d l ió d l t d l l i d lEste panorama teórico 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 , y y psupernova 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 brillaran de formarecién sintetizados radiaron energía, haciendo que los restos de la supernova brillaran de 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 pgeneraciones, a cada muerte corresponde un nuevo comienzo. Con su muerte, lassupernovas enriquecen el medio interestelar, de tal forma que pueden nacernuevas estrellas y planetas. Cada átomo de calcio en los huesos de nuestros

d át d hi t f d id t llcuerpos, cada átomo de hierro en nuestra sangre fue producido por una estrellahace billones de años, antges de que naciera nuestro sol. Somos literalmente hijosde 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 como función de su número de masa (número de protones y neutrones en elnúcleo). 

Trayectoria predicha para el proceso r (en rojo) en la carta de núclidos. En estagráfica el número de neutrones aumenta en la columna hacia la derecha,i l ú d ( ú d l l ) h imientras que el número de protones (número del elemento) aumenta hacia

arriba en la fila. Cada caja representan un núcleo con un número específico deprotones y neutrones. Los núcleos en una fila horizontal representan losdiferentes isótopos de un elemento dado. Los números “mágicos” de protones yp g p yneutrones están marcado en gris, y son aquéllos con capas cerradas. Semuestran núcleos estables o de larga vida media de forma que existennaturalmente (negro), núcleos inestables de los que se conoce la masa (verde) ytodos los otros núcleos inestables que se predice existan mediante la teoríatodos los otros núcleos inestables que se predice existan mediante la teoríanuclear (amarillo). Las líneas diagonales punteadas marcan los números demasa en que se observa el máximo del proceso r.También se observa en una forma esquemática la trayectoria de los procesos defusión en las estrellas (flecha naranja) y el proceso s (flecha roja). A partir de lacaptura de neutrones N aumenta en uno, mientras que pro un decaimiento betaZ 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 sesistema solar como función de la masa ( proceso solar r ). Esta distribución se obtiene restando las contribuciones calculadas del proceso s y otros procesosmenos importantes. Las abundancias están en las unidades usuales relativas a un millón de núcleos de silicio. Adicionalmente, se presentan las abundancias, pcalculadas 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 adecuadala fuerte dependencia predicha respecto a las abundancias por el proceso r.