Astronomía

Quema de hidrógeno vs fusión de hidrógeno

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¿El término "combustión de hidrógeno" significa lo mismo que "fusión de hidrógeno" en astronomía? Si no es así, ¿cuál es el producto de la "quema de hidrógeno"? Suponga que el producto de la "fusión de hidrógeno" es helio.


En astrofísica estelar, "quemar" significa fusión nuclear, no combustión química. Entonces, una estrella quema hidrógeno en helio. (Por cierto, la combustión química normal de hidrógeno en el aire produce agua).

Esto puede parecer una terminología confusa, pero no es un problema en la práctica porque las regiones de las estrellas donde tiene lugar la fusión (el núcleo y las capas que rodean el núcleo, en las grandes estrellas antiguas) son lejos demasiado caliente para que existan moléculas, por lo que los procesos químicos simplemente no pueden ocurrir allí.


La fusión de hidrógeno en un núcleo de estrella es no una sola reacción nuclear. Hay dos conjuntos (conocidos) de reacciones: la cadena protón-protón y el ciclo catalítico CNO (carbono-nitrógeno-oxígeno). De Wikipedia:

La cadena protón-protón, también conocida como cadena p-p, es uno de los dos conjuntos conocidos de reacciones de fusión nuclear mediante las cuales las estrellas convierten el hidrógeno en helio. Domina en estrellas con masas menores o iguales a las del Sol, mientras que los modelos teóricos sugieren que el ciclo CNO, la otra reacción conocida, domina en estrellas con masas mayores de aproximadamente 1,3 veces la del Sol.

La quema de hidrógeno es la principal forma en que las estrellas jóvenes producen calor y luz. (Las estrellas más viejas pueden quemar elementos más pesados, si tienen suficiente masa). Pero la quema de hidrógeno también es importante porque es la principal forma en que se producen los neutrones: la quema de elementos más pesados ​​generalmente no cambia la cantidad de neutrones. (Los neutrones también se crean cuando una estrella pesada colapsa en una estrella de neutrones).

En una estrella similar al Sol, la quema de hidrógeno es un muy Proceso lento. Se necesita mucho calor y presión para superar la repulsión eléctrica entre dos protones y fusionarlos en un diprotón. Sin embargo, el diprotón es extremadamente inestable, con una vida media de mucho menos de un nanosegundo. Por lo general, un diprotón simplemente se divide en dos protones, pero a veces uno de sus protones se transforma en un neutrón, convirtiendo el diprotón en un deuterón (un núcleo de deuterio). La probabilidad de conversión de diprotón a deuterio es muy pequeña, del orden de $10^{-26}$. Varias reacciones en cadena p-p convierten los deuterones en núcleos de helio.

La lentitud de la producción de deuterio es algo bueno: significa que nuestro Sol seguirá quemando hidrógeno durante miles de millones de años. OTOH, también significa que el hidrógeno simple nunca será un combustible práctico para un reactor de fusión artificial.

La densidad en el núcleo del Sol es de ~ 150 g / cm³, que es mucho mayor que la de cualquier material terrestre (por ejemplo, la densidad del plomo es de sólo 11,3 g / cm³). Entonces, un metro cúbico de materia del núcleo solar tiene una masa de alrededor de 150 toneladas métricas. Pero la velocidad de fusión del hidrógeno es tan lenta que solo produce alrededor de 276,5 vatios de potencia, que es similar a la producción de calor de un metro cúbico de compost, como se menciona en Wikipedia. Por supuesto, una pila de abono de 1 m³ no seguirá bombeando calor durante miles de millones de años. ;)


Wikipedia tiene una buena colección de artículos sobre los diversos procesos de fusión nuclear estelar, que incluyen:

  • El proceso triple alfa, que convierte el helio en carbono.
  • El proceso de quema de carbono, que convierte el carbono en oxígeno, neón, sodio y magnesio.
  • El proceso de quema de neón
  • El proceso de quema de oxígeno
  • La escalera alfa
  • El proceso de quema de silicio

Sí, es lo mismo.

Por lo general, las fases por las que pasa una estrella (si son lo suficientemente grandes) son las

  • quema de hidrógeno
  • quema de helio

y la fase lleva el nombre del elemento que se está fusionando en un elemento más pesado.

Por tanto, la combustión de hidrógeno es la fase en la que el hidrógeno se fusiona en helio. La quema de helio es la fase en la que tres helio se fusionan en carbono; quema de carbono donde dos núcleos de carbono se fusionan en magnesio, neón, sodio u oxígeno, etc.


Ciclo de CNO

La Ciclo de CNO (para carbono-nitrógeno-oxígeno a veces llamado Ciclo Bethe – Weizsäcker después de Hans Albrecht Bethe y Carl Friedrich von Weizsäcker) es uno de los dos conjuntos conocidos de reacciones de fusión mediante las cuales las estrellas convierten el hidrógeno en helio, siendo el otro la reacción en cadena protón-protón (ciclo pp), que es más eficiente en el núcleo del Sol. temperatura. Se plantea la hipótesis de que el ciclo CNO es dominante en estrellas que son más de 1,3 veces más masivas que el Sol. [1]

A diferencia de la reacción protón-protón, que consume todos sus componentes, el ciclo de CNO es un ciclo catalítico. En el ciclo CNO, cuatro protones se fusionan, utilizando isótopos de carbono, nitrógeno y oxígeno como catalizadores, cada uno de los cuales se consume en un paso del ciclo CNO, pero se vuelve a generar en un paso posterior. El producto final es una partícula alfa (un núcleo estable de helio), dos positrones y dos neutrinos electrónicos.

Hay varias rutas alternativas y catalizadores involucrados en los ciclos de CNO, todos estos ciclos tienen el mismo resultado neto:

Los positrones se aniquilarán casi instantáneamente con electrones, liberando energía en forma de rayos gamma. Los neutrinos escapan de la estrella llevándose algo de energía. [2] Un núcleo se convierte en isótopos de carbono, nitrógeno y oxígeno a través de una serie de transformaciones en un ciclo sin fin.

La cadena protón-protón es más prominente en las estrellas de la masa del Sol o menos. Esta diferencia se debe a las diferencias de dependencia de la temperatura entre las dos reacciones. La reacción en cadena de pp comienza a temperaturas de alrededor de 4 × 10 6 K [3] (4 megakelvin), lo que la convierte en la fuente de energía dominante en las estrellas más pequeñas. Una cadena de CNO autosuficiente comienza aproximadamente a 15 × 10 6 K, pero su producción de energía aumenta mucho más rápidamente al aumentar las temperaturas [1], de modo que se convierte en la fuente de energía dominante a aproximadamente 17 × 10 6 K. [4]

El Sol tiene una temperatura central de alrededor de 15,7 × 10 6 K, y solo el 1,7% de 4
Él
Los núcleos producidos en el Sol nacen en el ciclo CNO.

El proceso CNO-I fue propuesto de forma independiente por Carl von Weizsäcker [5] [6] y Hans Bethe [7] [8] a finales de la década de 1930.

Los primeros informes de la detección experimental de los neutrinos producidos por el ciclo CNO en el Sol se publicaron en 2020. Esta fue también la primera confirmación experimental de que el Sol tenía un ciclo CNO, que la magnitud propuesta del ciclo era precisa y que von Weizsäcker y Bethe tenían razón. [2] [9] [10]


Quema de hidrógeno vs fusión de hidrógeno - Astronomía

Una vez que una protoestrella comienza a quemar hidrógeno en su núcleo, pasa rápidamente por la etapa T-Tauri (en unos pocos millones de años) y se convierte en una estrella de secuencia principal donde su masa total determina todas sus propiedades estructurales. Las tres divisiones en un interior estelar son el núcleo de combustión nuclear, la zona convectiva y la zona radiativa. La energía, en forma de rayos gamma, se genera únicamente en el núcleo de combustión nuclear. La energía se transfiere hacia la superficie ya sea de manera radiativa o por convección según sea más eficiente a las temperaturas, densidades y opacidades.

El interior de tres tipos estelares se muestra a continuación. Tenga en cuenta que una estrella O es aproximadamente 15 más grande que una estrella G, y una estrella M es aproximadamente 1/10 del tamaño de una estrella G, esta escala se muestra debajo de los interiores.

Observe cómo las regiones de combustión nuclear ocupan un mayor porcentaje del interior estelar a medida que se avanza hacia estrellas de baja masa. Las estrellas de gran masa tienen un núcleo muy pequeño rodeado por una gran envoltura. La energía liberada del núcleo estelar calienta el interior estelar produciendo la presión que sostiene una estrella.

Si las estrellas fueran como coches, entonces quemarían su núcleo de hidrógeno hasta que se agotaran y la estrella se desvanecería. Pero la fusión convierte el hidrógeno en helio. Para que el núcleo no se vacíe, se llena de "ceniza" de helio.

A medida que se acumula la ceniza de helio, la generación de energía se detiene en el núcleo. El proceso de fusión se mueve hacia afuera en una capa que rodea el núcleo de helio caliente. El helio también puede fusionarse pero, dado que es un átomo más grande, requiere más de 100 millones de grados de temperatura para superar su repulsión electrostática (los núcleos de helio tienen dos protones, el doble de los núcleos de hidrógeno). Para las estrellas pequeñas, esta temperatura nunca se alcanza y el núcleo de helio permanece inerte.

Las estrellas comienzan su vida como 74% de hidrógeno, 25% de helio y 1% de todo lo demás en la tabla periódica (en masa). La fusión ha estado en curso en el núcleo del Sol durante 5 mil millones de años, y su núcleo ahora está compuesto por aproximadamente un 29% de hidrógeno, un 70% de helio y un 1% de todo lo demás. La fusión altera la composición química de los interiores estelares.

Tenga en cuenta que, dado que los núcleos de las estrellas son tan grandes y masivos, se necesitan entre cientos de miles y miles de millones de años para quedarse sin combustible de hidrógeno. Claramente, las estrellas que brillan más, se queman más rápido y, por lo tanto, tienen una vida útil más corta.

Pistas evolutivas posteriores a la secuencia principal:

A medida que el suministro de hidrógeno en el núcleo comienza a disminuir, la velocidad de fusión disminuye y la cantidad de energía generada disminuye. A partir del equilibrio térmico, sabemos que la temperatura comenzará a descender y luego la presión también disminuirá en el núcleo de fusión.

A partir del equilibrio hidrostático, sabemos que una caída de presión significa que la región del núcleo de la estrella se contraerá ligeramente. Esto hará que la temperatura suba de nuevo, y la velocidad de fusión, para el hidrógeno restante en el núcleo, salte hacia arriba (aunque el hidrógeno del núcleo casi se ha ido (un último suspiro). El fuerte aumento de temperatura también inicia una combustión de hidrógeno capa alrededor del núcleo, una región que antes era demasiado fría (menos de 15 millones de grados) para mantener la fusión antes.En este punto, la capa de hidrógeno se vuelve importante como la única fuente de energía en la estrella moribunda.

Una vez que se crea la capa de hidrógeno ardiente, la estrella da un pequeño salto fuera de la secuencia principal en el diagrama HR. Se vuelve un poco más brillante y un poco más frío. La caída en la temperatura de la superficie se debe a que la envoltura de la estrella se expande una pequeña cantidad, aumentando el área de la superficie. Esta superficie aumentada también aumenta la luminosidad de la estrella.

Una vez que lo último del hidrógeno se agota en el núcleo de una estrella de secuencia principal envejecida, la fusión se detiene en el núcleo y la temperatura desciende y el núcleo colapsa. El núcleo que colapsa convierte la energía gravitacional (energía potencial) en energía térmica (energía cinética). Esta energía se dirige a la capa de hidrógeno que se quema, que se expande para consumir más combustible en el interior de la estrella.

La capa de hidrógeno que quema genera más energía que el núcleo (tiene acceso a un volumen mucho mayor de la masa de la estrella) y la estrella aumenta bruscamente en luminosidad y se expande en tamaño para convertirse en una gigante roja. Aunque la estrella es más brillante, produce más energía, su presión ha aumentado de tal manera que su área de superficie se ha vuelto muy grande y la temperatura de la superficie de la estrella cae en las regiones de tipo espectral K y M.

Todo este proceso lleva varios millones de años pero, al final, la estrella de la secuencia principal se convierte en una supergigante roja o una gigante roja, dependiendo de su masa inicial. Observe que dónde y qué tan rápido evoluciona una estrella está determinado por su masa de secuencia principal. Las estrellas O calientes y masivas envejecen rápidamente y se convierten en supergigantes rojas. Las estrellas G más frías y menos masivas viven 10 mil millones de años y luego se convierten en gigantes rojas.

Tenga en cuenta también que no vemos pistas evolutivas para estrellas de menos de 0,8 masas solares. Esto se debe a que el tiempo para que esos tipos de estrellas evolucionen hacia gigantes rojas es más largo que la edad actual del Universo (alrededor de 15 mil millones de años). Entonces, incluso si una estrella nació justo en la Creación, no ha habido suficiente tiempo para que una estrella con una masa tan baja gaste todo su combustible de hidrógeno. De hecho, conocemos el límite inferior de la edad del Universo al observar las masas de gigantes rojas, para ver cuáles son las estrellas más antiguas.

La evolución de una estrella después de la fase de gigante roja depende de su masa. Para las estrellas de más de 1 masa solar, la capa de hidrógeno que quema se abre camino hacia afuera dejando más cenizas de helio. A medida que el helio se acumula, el núcleo se vuelve más masivo y se contrae. La contracción calienta el núcleo a medida que se vuelve más denso.

La densidad del núcleo aumenta hasta el punto en que los electrones se degeneran. El núcleo comienza a actuar más como un líquido que como un gas, se vuelve incompresible y se detiene la contracción.

A medida que la capa de hidrógeno continúa ardiendo, el núcleo degenerado se calienta más y más sin expandirse. El helio, al ser un núcleo más grande que el hidrógeno, requiere más energía cinética para fusionarse, lo que significa temperaturas más altas. A 100 millones de grados, el helio se puede convertir en carbono mediante el proceso triple alfa.

La energía liberada por el proceso triple-alfa continúa calentando el núcleo aumentando su temperatura aún más. Nuevamente, en circunstancias normales, el calentamiento aumentaría la presión y el núcleo se expandiría y enfriaría. Pero, con el núcleo degenerado, la temperatura sube pero el núcleo no se expande. Temperaturas más altas significan una tasa triple alfa más rápida, lo que significa más energía, lo que significa temperaturas más altas, etc.

Cuando la temperatura del núcleo alcanza los 300 millones de grados, se produce un consumo casi explosivo del helio llamado destello de helio. Durante el destello de helio muy corto (unos minutos), la estrella emite más energía que 100 veces la salida de toda la galaxia. Sin embargo, esta energía nunca llega a la superficie, sino que elimina la degeneración de los electrones y expande el núcleo.

Para las estrellas de más de 2 masas solares, el proceso triple alfa comienza antes de que los electrones se degeneren. Y, entonces, no hay destello de helio, solo un cambio gradual a una región central de combustión de helio rodeada por una capa de hidrógeno en combustión.

Una vez que comienza la quema de helio (ya sea de forma explosiva con un destello o gradualmente para estrellas más pesadas), la estrella tiene dos fuentes de energía, fusión de hidrógeno en una capa alrededor del núcleo y fusión de helio en el núcleo. El helio se convierte en carbono y el carbono se combina con el helio para producir oxígeno. El núcleo de la estrella se vuelve rico en núcleos de carbono y oxígeno, y la temperatura de la superficie de la estrella aumenta para convertirse en una estrella de rama horizontal.

Las estrellas con masas mayores o iguales a las del Sol se vuelven más pequeñas y calientes a una luminosidad constante. Evolucionan a estrellas de rama horizontal moviéndose a través del diagrama HR con brillo constante. Estrellas de baja masa a aproximadamente 10 luminosidades solares, estrellas de gran masa (10 masas solares) a aproximadamente 200 luminosidades solares. Observe que a medida que evolucionan, las estrellas HB cruzan la franja de inestabilidad. Por un corto tiempo, las estrellas de gran masa serán variables Cefeidas y las estrellas de baja masa serán estrellas RR Lyrae.

Estrellas de ramas gigantes asintóticas:

Después de existir como estrellas de rama horizontal durante unos pocos millones de años, el helio en el núcleo de la estrella se agota (ahora es principalmente núcleos de carbono y oxígeno) y se desarrollará una capa de helio debajo de la capa de hidrógeno. Los electrones en el núcleo nuevamente se degeneran y la estrella se expande y se enfría para convertirse en una estrella de rama gigante asintótica.

La mayor parte de la energía proviene de la capa de hidrógeno, la capa de helio es pequeña en este momento. Sin embargo, la capa de hidrógeno arroja cenizas de helio sobre la capa de helio. Después de algún tiempo, se acumula suficiente helio para que la capa de helio sufra un evento explosivo llamado pulso térmico.

El pulso térmico apenas se nota en la superficie de la estrella, pero sirve para aumentar la masa del núcleo de carbono / oxígeno, de modo que el tamaño y la luminosidad de la estrella aumentan gradualmente con el tiempo. A medida que la estrella sube por la rama asintótica gigante, se desarrolla un viento en la envoltura de la estrella que empuja las capas exteriores al espacio. Es en este viento donde se forman las partículas de polvo (importantes para las nubes interestelares y los sistemas proto-solares).

Durante este tiempo, una gruesa capa de polvo bloquea la luz visible de la estrella de modo que, aunque es 10.000 más brillante que el Sol, solo se ve en el IR.

Para resumir la evolución de un núcleo estelar, la siguiente figura muestra los cambios en una estrella de gran masa a lo largo del tiempo.

El viento estelar provoca una pérdida de masa para las estrellas AGB. Esta pérdida es de alrededor de 10 -4 masas solares por año, lo que significa que en 10,000 años la estrella típica se disolverá, dejando el núcleo caliente central (la estrella central en una nebulosa planetaria). Si la estrella tiene más de 8 masas solares, entonces el núcleo continúa calentándose. El carbono y el oxígeno se fusionan para formar neón, luego magnesio y luego silicio. Todo formando conchas ardientes que rodean un núcleo de ceniza de hierro.

El hierro es inusual porque es extremadamente estable y resistente a la fusión. La temperatura de un núcleo de hierro puede alcanzar los 3 mil millones de grados. Cuando el núcleo de hierro alcanza una masa crítica, colapsa violentamente en una explosión de supernova.


Sistema Solar, General

X Origen del Sistema Solar

Una amplia gama de observaciones de las regiones de formación de estrellas en la Galaxia muestra que las estrellas se forman en grandes cantidades a partir de densas nubes de polvo y gas interestelar en intervalos de tiempo bastante cortos, del orden de un millón de años. Una vez que se forman unas pocas estrellas supermasivas y superluminosas en este denso cúmulo de protoestrellas, los gases nocreados se calientan fuertemente por la radiación ultravioleta de estas estrellas más grandes y fluyen hacia el espacio. La disminución resultante en la masa total del cúmulo hace que deje de colapsar. Los movimientos diferenciales de las estrellas jóvenes, que ahora ya no están unidas gravitacionalmente entre sí, hacen que el cúmulo se expanda hacia el brazo galáctico circundante, donde el cúmulo se difumina y pierde su identidad como resultado de la rotación diferencial de la Galaxia. Durante esta fase de disipación, que tiene una escala de tiempo de decenas de millones de años, las estrellas de secuencia principal más masivas evolucionan más allá del final de la combustión del hidrógeno y expulsan una masa considerable en reposo o, si son lo suficientemente masivas, se destruyen a sí mismas en una explosión de supernova. Las estrellas menos masivas que queman hidrógeno disipan el exceso de luminosidad de su fase T-Tauri y se asientan en la secuencia principal, expulsando los últimos restos de su disco protoplanetario de gas y polvo. Los estudiantes del sistema solar identifican la fase nebular como el tiempo de formación de grandes cuerpos sólidos y planetas gigantes gaseosos, durante el cual los sólidos más antiguos se acumulan en asteroides y cuerpos más grandes. Los meteoritos condríticos son muestras de los cuerpos de asteroides que eran demasiado pequeños, o demasiado alejados de la fase T-Tauri del Sol, para ser calentados hasta el punto de fusión. Las observaciones astronómicas de discos de polvo denso alrededor de estrellas jóvenes como Vega y Beta Pictoris muestran que estos discos pueden tener radios de varios cientos de AU, aproximadamente diez veces el diámetro de la población documentada de discos aplanados en el sistema solar actual (los planetas, asteroides, Chirons y cuerpos de cinturón de Kuiper).

La alta opacidad y las fuertes fuentes de calor internas en la nebulosa preplanetaria desarrollan un fuerte gradiente de temperatura radial, con temperaturas lo suficientemente altas como para vaporizar la roca cerca del proto-Sol y lo suficientemente frías como para condensar todo excepto los gases permanentes (hidrógeno, helio y neón). a decenas de AU del centro.

Mientras tanto, las fuerzas de fricción entre los gases y el polvo y la viscosidad turbulenta del gas conducen a una rápida evolución del disco nebular en una escala de tiempo de cientos de miles de años, bombeando la masa hacia adentro y el momento angular hacia afuera.

Dos mecanismos principales parecen ser responsables de la formación de planetas a partir de tal nebulosa preplanetaria: la acumulación de cuerpos sólidos a través de colisiones de baja velocidad y la inestabilidad gravitacional del disco de gas, lo que lleva a la fragmentación en planetas masivos ricos en gas.


Quema de hidrógeno vs fusión de hidrógeno - Astronomía

¿Por qué esperará la fusión hasta que el hidrógeno desaparezca antes de comenzar a fusionar átomos más pesados? ¿Por qué las fusiones endotérmicas esperarán hasta que el hierro esté en todas partes?

Para la fusión de cualquier elemento hay que tener una temperatura suficientemente alta. Esta alta temperatura viene acompañada de una densidad y presión suficientemente altas. Dentro de una estrella, solo el núcleo (el 10% más interno de la estrella) tiene suficiente densidad y presión para comenzar a fusionar el hidrógeno.

Cuando las estrellas pasan de fusionar un elemento a otro, tienen una especie de hipo. Lo explicaré. Cuando una estrella quema el hidrógeno en su núcleo, el helio producido en la reacción se hunde hacia el centro porque es más pesado. Con el tiempo, tendrá un núcleo de helio más grande con una capa de hidrógeno. La quema de hidrógeno no es lo suficientemente enérgica como para iniciar la combustión del helio por sí sola. En cambio, lo que sucede es que una vez que se agota todo el hidrógeno consumible (solo el hidrógeno dentro del 10% más interno de la estrella), la fusión cesa temporalmente, el núcleo se enfría y se contrae (la contracción se debe principalmente al hecho de que cuando se convierte De H a He, quedan menos átomos, lo que disminuye la presión), y el núcleo comienza a colapsar sobre sí mismo. El colapso aumenta rápidamente la temperatura, la presión y la densidad en el núcleo. SI la estrella es lo suficientemente masiva para producir suficiente presión, el helio comenzará a arder. El calor liberado por la reacción vuelve a expandir el núcleo y es suficiente para aumentar la temperatura en el núcleo hasta el punto en que se puede mantener la combustión del helio. Sin embargo, solo una cierta porción del helio será quemable (una región aún más pequeña que la del hidrógeno quemable), y una vez que se queme, si la estrella es lo suficientemente masiva, el proceso se repetirá con elementos sucesivamente superiores.

Debido a la violencia de cada hipo, la estrella perderá parte de su envoltura exterior de hidrógeno. De hecho, hemos visto estrellas rodeadas por varias capas de gas en expansión que corresponden a cada hipo.

En cuanto al hierro, la combustión por fusión de elementos más ligeros no produce ni la más mínima energía para comenzar a fusionar el hierro en cantidades apreciables. Para eso necesitas un evento mucho más enérgico como una explosión de supernova. La diferencia entre las energías involucradas en la fusión y una supernova es de varios órdenes de magnitud.

Esta página se actualizó por última vez el 27 de junio de 2015.

Sobre el Autor

Marko Krco

Marko ha trabajado en muchos campos de la astronomía y la física, incluida la astronomía planetaria, la astrofísica de alta energía, la teoría de la información cuántica y las simulaciones de colapso de supernovas. Actualmente estudia las nebulosas oscuras que forman las estrellas.


Estrellas de masa solar

  • Comienza la quema del núcleo H
  • Cesa la quema del núcleo H
  • Quema de caparazón H
  • Destello de helio: comienza la quema de núcleo de He
  • Quemaduras de núcleo de He / quemaduras de carcasa H
  • La quema de núcleos se detiene / la quema de cáscaras continúa
  • Expulsión de capas externas
  • Nebulosa planetaria con estrella central
  • Toda fusión se detiene
  • Enana blanca - enfriando lentamente
  • Eventualmente se enfría para convertirse en una enana negra.


Muchos no han tenido tiempo de dejar atrás la secuencia principal:
(ejemplo de: 0,74 M de sol & quot vive & quot 20 mil millones de años como estrella de secuencia principal
- más largo que la edad del universo)

Si masa & lt 0.08 M sol
Nunca se calienta lo suficiente en el núcleo (8 x 10 6 K) para iniciar reacciones nucleares
& quotBROWN DWARF & quot


Etapa de capa de helio

El diagrama de HR anterior muestra el camino evolutivo de una estrella similar al sol después de que abandona la secuencia principal. Desde la etapa 7 (estrella de secuencia principal) hasta la etapa 8 (subgigante), la temperatura de la superficie de la estrella disminuye a medida que el núcleo se llena y la fusión de hidrógeno comienza a tener lugar en una capa alrededor del núcleo. La luminosidad aumenta a medida que la estrella se expande hasta convertirse en subgigante.

El ascenso casi vertical entre la región subgigante y gigante roja ocurre porque mientras el núcleo se contrae y se calienta, las capas externas se expanden y enfrían. Por lo tanto, la temperatura de la superficie permanece relativamente constante, pero el tamaño creciente aumenta la luminosidad de la estrella.

El inicio de la fusión del helio en el núcleo, el destello de helio, destruye el tercio exterior de la estrella. La fusión de helio aumenta la temperatura, mientras que la reducción de tamaño y la tasa de fusión más baja disminuyen la luminosidad.

El regreso a la rama gigante asintótica se produce cuando el núcleo se llena de carbono. La pérdida de fusión disminuye la temperatura, pero la temperatura de la superficie permanece relativamente constante a medida que la estrella aumenta de tamaño. El aumento de tamaño produce un aumento de luminosidad.

La envoltura de la estrella flota en el espacio como una nebulosa planetaria. El núcleo de la estrella se convierte en una enana blanca. Se mueve hacia la parte inferior izquierda en el diagrama de FC. Hace mucho calor, pero baja luminosidad porque es muy pequeño. Poco a poco, sin que quede ninguna fusión para producir calor, la enana blanca se enfría y se atenúa, convirtiéndose finalmente en una estrella enana negra.

El diagrama anterior sigue las trayectorias evolutivas posteriores a la secuencia principal de dos estrellas que son más masivas que el sol, una estrella de cuatro masas solares y una estrella de diez masas solares. Tenga en cuenta que estas estrellas se mueven mucho más horizontalmente después de salir de la secuencia principal. Esto significa que sus luminosidades se mantienen mucho más constantes que las estrellas parecidas al sol.

Los núcleos de las estrellas masivas son menos densos que las estrellas similares al sol cuando comienza la fusión del helio, por lo que la presión de degeneración de electrones no es tan frecuente. Esto significa que la presión del gas responde a los cambios de temperatura. La fuerza gravitacional también es más fuerte, debido a la masa más grande, que se adhiere con más fuerza a las capas externas.

El inicio de la fusión del helio es menos dramático. No hay destellos de helio en estrellas masivas. Las estrellas por encima de ocho masas solares se calientan lo suficiente como para que se produzca la fusión del carbono en oxígeno en sus núcleos. Las estrellas mucho más masivas continúan fusionando elementos cada vez más pesados ​​hasta el hierro en sus núcleos.

Los cúmulos globulares son buenos "laboratorios" para estudiar la evolución de las estrellas porque son poblaciones intactas de estrellas que se formaron relativamente al mismo tiempo, a partir del mismo material. Esta secuencia de diagramas ilustra cómo aparece la evolución de un cúmulo globular en un diagrama de Herzsprung-Russell. Observe que las estrellas más masivas y luminosas abandonan primero las estrellas de la secuencia principal, seguidas de las estrellas de menor masa. El punto en el que las estrellas están abandonando actualmente la secuencia principal se conoce como desvío de la secuencia principal y da una medida de la edad del cúmulo golbular.


Quema de hidrógeno vs fusión de hidrógeno - Astronomía

La Vía Láctea contiene varios cientos de miles de millones de estrellas de todas las edades, tamaños y masas. Una de las búsquedas centrales de la astronomía es comprender cómo se forman estas estrellas, brillan durante miles de millones de años y, finalmente, se desvanecen silenciosamente en la oscuridad como enanas blancas, o desaparecen con estruendo como supernovas.

Chandra y otros telescopios de rayos X se enfocan en la acción de alta energía de este drama: estallidos repentinos en las superficies turbulentas de las estrellas, salidas de gas con fuerza de vendaval de estrellas calientes y luminosas e impresionantes ondas de choque generadas por explosiones de supernovas.

Una estrella nace cuando una nube de gas y polvo colapsa hasta el punto en que el material en el centro del grupo es tan denso y caliente que puede ocurrir la fusión nuclear de núcleos de hidrógeno en núcleos de helio. La salida de energía liberada por estas reacciones proporciona la presión necesaria para detener el colapso. Tenga en cuenta que las reacciones nucleares dentro de las estrellas son reacciones de fusión nuclear en las que los núcleos de elementos ligeros se fusionan para formar elementos más pesados ​​(por ejemplo, los núcleos de hidrógeno se combinan para formar un núcleo de helio) con la liberación de energía. Por el contrario, las centrales eléctricas de la Tierra producen energía a través de la fisión nuclear, en la que los núcleos de elementos más pesados ​​como el uranio se dividen para formar núcleos más pequeños con la liberación de energía.


Núcleo de combustión de hidrógeno (secuencia principal)

La fusión de hidrógeno en helio en el núcleo de una estrella puede sostener una estrella como el Sol durante miles de millones de años. El Sol se encuentra ahora en esta fase de larga duración de su evolución, llamada fase de secuencia principal.

Cuando se agota el hidrógeno en el núcleo de la estrella, el flujo de energía desde el núcleo de la estrella se detiene, las regiones centrales de la estrella colapsarán y calentarán lentamente. Las reacciones nucleares en una capa de gas fuera del núcleo proporcionarán una nueva fuente de energía y harán que la estrella envejecida se expanda hacia afuera en la fase de "gigante".

Si la estrella tiene aproximadamente la misma masa que el Sol, se convertirá en una estrella enana blanca. Si es algo más masivo, puede sufrir una explosión de supernova y dejar una estrella de neutrones. Pero si el núcleo que colapsa de la estrella es muy grande, al menos tres veces la masa del Sol, nada puede detener el colapso. La parte central de la estrella, toda la estrella si la estrella es lo suficientemente masiva, implosiona para formar una deformación gravitacional infinita en el espacio llamada agujero negro.

Las fuentes de rayos X más brillantes de nuestra galaxia son los restos de estrellas masivas que han sufrido un colapso catastrófico: estrellas de neutrones y agujeros negros. Otras fuentes poderosas de rayos X son los restos de supernovas: burbujas gigantes de gas caliente producidas por la explosión de estrellas. Las estrellas enanas blancas y las capas exteriores calientes y enrarecidas, o coronas, de las estrellas normales son fuentes de rayos X menos intensas.

Este cuadro ilustra el drama en curso de la evolución estelar y cómo la tasa de evolución y el destino final de una estrella dependen de su masa.

Las estrellas se forman en nubes gigantes de polvo y gas, y progresan a través de su vida normal como bolas de gas calentadas por reacciones termonucleares en sus núcleos. Dependiendo de su masa, llegan al final de su evolución como enana blanca, estrella de neutrones o agujero negro. El ciclo comienza de nuevo cuando una supercapa en expansión de una o más supernovas desencadena la formación de una nueva generación de estrellas. Las enanas marrones tienen una masa de solo un pequeño porcentaje de la del Sol y no pueden sostener reacciones nucleares, por lo que nunca evolucionan.


Contenido

Una estrella se convierte en gigante después de que todo el hidrógeno disponible para la fusión en su núcleo se ha agotado y, como resultado, abandona la secuencia principal. [2] El comportamiento de una estrella posterior a la secuencia principal depende en gran medida de su masa.

Estrellas de masa intermedia Editar

Para una estrella con una masa superior a aproximadamente 0,25 masas solares (M ), una vez que se agota el hidrógeno del núcleo, se contrae y se calienta, de modo que el hidrógeno comienza a fusionarse en una capa alrededor del núcleo. La parte de la estrella fuera del caparazón se expande y se enfría, pero con solo un pequeño aumento de luminosidad, y la estrella se convierte en subgigante. El núcleo inerte de helio continúa creciendo y su temperatura aumenta a medida que acumula helio de la capa, pero en las estrellas hasta aproximadamente 10-12 M no se calienta lo suficiente como para comenzar a quemar helio (las estrellas de mayor masa son supergigantes y evolucionan de manera diferente). En cambio, después de unos pocos millones de años, el núcleo alcanza el límite de Schönberg-Chandrasekhar, colapsa rápidamente y puede degenerarse. Esto hace que las capas externas se expandan aún más y genere una fuerte zona convectiva que trae elementos pesados ​​a la superficie en un proceso llamado primer dragado. Esta fuerte convección también aumenta el transporte de energía a la superficie, la luminosidad aumenta drásticamente y la estrella se mueve hacia la rama de gigante roja donde quemará de manera estable hidrógeno en una capa durante una fracción sustancial de toda su vida (aproximadamente el 10% para una estrella similar al Sol). El núcleo continúa ganando masa, contrayéndose y aumentando de temperatura, mientras que hay cierta pérdida de masa en las capas externas. [5], § 5.9.

Si la masa de la estrella, cuando estaba en la secuencia principal, estaba por debajo de aproximadamente 0,4 M , nunca alcanzará las temperaturas centrales necesarias para fusionar el helio. [6], pág. 169. Por lo tanto, seguirá siendo una gigante roja de fusión de hidrógeno hasta que se quede sin hidrógeno, momento en el que se convertirá en una enana blanca de helio. [5] , § 4.1, 6.1. According to stellar evolution theory, no star of such low mass can have evolved to that stage within the age of the Universe.

In stars above about 0.4 M the core temperature eventually reaches 10 8 K and helium will begin to fuse to carbon and oxygen in the core by the triple-alpha process. [5] ,§ 5.9, chapter 6. When the core is degenerate helium fusion begins explosively, but most of the energy goes into lifting the degeneracy and the core becomes convective. The energy generated by helium fusion reduces the pressure in the surrounding hydrogen-burning shell, which reduces its energy-generation rate. The overall luminosity of the star decreases, its outer envelope contracts again, and the star moves from the red-giant branch to the horizontal branch. [5] [7] , chapter 6.

When the core helium is exhausted, a star with up to about 8 M has a carbon–oxygen core that becomes degenerate and starts helium burning in a shell. As with the earlier collapse of the helium core, this starts convection in the outer layers, triggers a second dredge-up, and causes a dramatic increase in size and luminosity. This is the asymptotic giant branch (AGB) analogous to the red-giant branch but more luminous, with a hydrogen-burning shell contributing most of the energy. Stars only remain on the AGB for around a million years, becoming increasingly unstable until they exhaust their fuel, go through a planetary nebula phase, and then become a carbon–oxygen white dwarf. [5] , § 7.1–7.4.

High-mass stars Edit

Main-sequence stars with masses above about 12 M are already very luminous and they move horizontally across the HR diagram when they leave the main sequence, briefly becoming blue giants before they expand further into blue supergiants. They start core-helium burning before the core becomes degenerate and develop smoothly into red supergiants without a strong increase in luminosity. At this stage they have comparable luminosities to bright AGB stars although they have much higher masses, but will further increase in luminosity as they burn heavier elements and eventually become a supernova.

Stars in the 8-12 M range have somewhat intermediate properties and have been called super-AGB stars. [8] They largely follow the tracks of lighter stars through RGB, HB, and AGB phases, but are massive enough to initiate core carbon burning and even some neon burning. They form oxygen–magnesium–neon cores, which may collapse in an electron-capture supernova, or they may leave behind an oxygen–neon white dwarf.

O class main sequence stars are already highly luminous. The giant phase for such stars is a brief phase of slightly increased size and luminosity before developing a supergiant spectral luminosity class. Type O giants may be more than a hundred thousand times as luminous as the sun, brighter than many supergiants. Classification is complex and difficult with small differences between luminosity classes and a continuous range of intermediate forms. The most massive stars develop giant or supergiant spectral features while still burning hydrogen in their cores, due to mixing of heavy elements to the surface and high luminosity which produces a powerful stellar wind and causes the star's atmosphere to expand.

Low-mass stars Edit

A star whose initial mass is less than approximately 0.25 M will not become a giant star at all. For most of their lifetimes, such stars have their interior thoroughly mixed by convection and so they can continue fusing hydrogen for a time in excess of 10 12 years, much longer than the current age of the Universe. They steadily become hotter and more luminous throughout this time. Eventually they do develop a radiative core, subsequently exhausting hydrogen in the core and burning hydrogen in a shell surrounding the core. (Stars with a mass in excess of 0.16 M may expand at this point, but will never become very large.) Shortly thereafter, the star's supply of hydrogen will be completely exhausted and it will become a helium white dwarf. [9] Again, the universe is too young for any such stars to be observed.

There are a wide range of giant-class stars and several subdivisions are commonly used to identify smaller groups of stars.

Subgiants Edit

Subgiants are an entirely separate spectroscopic luminosity class (IV) from giants, but share many features with them. Although some subgiants are simply over-luminous main-sequence stars due to chemical variation or age, others are a distinct evolutionary track towards true giants.

Bright giants Edit

Another luminosity class is the bright giants (class II), differentiated from normal giants (class III) simply by being a little larger and more luminous. These have luminosities between the normal giants and the supergiants, around absolute magnitude −3.

    Aa1 (δ Ori Aa1), the primary component of Mintaka, an O-type bright giant (α Car), an F-type bright giant, Canopus, also sometimes classed as a supergiant.

Red giants Edit

Within any giant luminosity class, the cooler stars of spectral class K, M, S, and C, (and sometimes some G-type stars [10] ) are called red giants. Red giants include stars in a number of distinct evolutionary phases of their lives: a main red-giant branch (RGB) a red horizontal branch or red clump the asymptotic giant branch (AGB), although AGB stars are often large enough and luminous enough to get classified as supergiants and sometimes other large cool stars such as immediate post-AGB stars. The RGB stars are by far the most common type of giant star due to their moderate mass, relatively long stable lives, and luminosity. They are the most obvious grouping of stars after the main sequence on most HR diagrams, although white dwarfs are more numerous but far less luminous.

Yellow giants Edit

Giant stars with intermediate temperatures (spectral class G, F, and at least some A) are called yellow giants. They are far less numerous than red giants, partly because they only form from stars with somewhat higher masses, and partly because they spend less time in that phase of their lives. However, they include a number of important classes of variable stars. High-luminosity yellow stars are generally unstable, leading to the instability strip on the HR diagram where the majority of stars are pulsating variables. The instability strip reaches from the main sequence up to hypergiant luminosities, but at the luminosities of giants there are several classes of pulsating variable stars:

    , pulsating horizontal-branch class A (sometimes F) stars with periods less than a day and amplitudes of a magnitude of less , more-luminous pulsating variables also known as type II Cepheids, with periods of 10–20 days , more luminous still and mostly supergiants, with even longer periods , includes subgiant and main-sequence stars.

Yellow giants may be moderate-mass stars evolving for the first time towards the red-giant branch, or they may be more evolved stars on the horizontal branch. Evolution towards the red-giant branch for the first time is very rapid, whereas stars can spend much longer on the horizontal branch. Horizontal-branch stars, with more heavy elements and lower mass, are more unstable.

    (σ Octantis), an F-type giant and a Delta Scuti variable (α Aurigae Aa), a G-type giant, one of the stars making up Capella.

Blue (and sometimes white) giants Edit

The hottest giants, of spectral classes O, B, and sometimes early A, are called blue giants. Sometimes A- and late-B-type stars may be referred to as white giants. [ why? ]

The blue giants are a very heterogeneous grouping, ranging from high-mass, high-luminosity stars just leaving the main sequence to low-mass, horizontal-branch stars. Higher-mass stars leave the main sequence to become blue giants, then bright blue giants, and then blue supergiants, before expanding into red supergiants, although at the very highest masses the giant stage is so brief and narrow that it can hardly be distinguished from a blue supergiant.

Lower-mass, core-helium-burning stars evolve from red giants along the horizontal branch and then back again to the asymptotic giant branch, and depending on mass and metallicity they can become blue giants. It is thought that some post-AGB stars experiencing a late thermal pulse can become peculiar [ aclaración necesaria ] blue giants.


Why does the nuclear fusion reaction yield more energy than the nuclear fission reaction?

Fission only produces more energy than it consumes in large nuclei (common examples are Uranium & Plutonium, which have around 240 nucleons (nucleon = proton or neutron)). Fusion only produces more energy than it consumes in small nuclei (in stars, Hydrogen & its isotopes fusing into Helium). The energy released when 4 Hydrogen nuclei (= protons) fuse (there are some decays involved as well) into a Helium nucleus is around 27 Million Electron Volts (MeV), or about 7 MeV per nucleon.

For fission of U or P, energies released are around 200 MeV or so. The energy per event is greater (in these examples) in fission, but the energy per nucleon (fusion = about 7 MeV/nucleon, fission = about 1 Mev/nucleon) is much greater in fusion.

Fission releases the energy of the electromagnetic force when positively charged parts of the nucleus fly away from one another. Fusion releases the energy of the strong force (much stronger at short distances than the EM force) when the small pieces are captured and held into one nucleus.
Answered by: Bill Baird, Ph.D., Postdoc, College of Charleston, SC

To answer this you need to look at the binding energy per nucleon graph as follows:

Now lets look at fission. An example of fission is when a Uranium-235 atom is split by a neutron into a Barium-144 atom, a Krypton-89 atom and three neutrons. Now looking at the graph the binding energy per nucleon for Uranium is about 7.6MeV and for Barium around 8.3 giving an increase in binding energy during fission of about 0.7MeV per nucleon, or a total of 164.5MeV in total. In a fusion reaction firstly two hydrogens fuse to form a deuterium (an isotope of hydrogen with nucleon no 2), a positron and an electron neutrino. Then the deuterium fuses with another hydrogen to form Helium-3 and a photon of energy. Finally two Helium-3s fuse forming a Helium nucleus and two hydron nuclei. Considering the mass of the four protons/hydrogen nuclei (4.029106u) and the mass of the Helium produced (4.002603u) we get a mass difference of 0.026503u or 24.69MeV. So it is easy to see that fusion reactions give out more energy per reaction. However, the energy per unit mass is more relevant. This is 0.7MeV for fission and 6.2MeV for fusion so it is obvious that fusion is the more effective nuclear reaction. However, you must remember that an enormous amount of energy is required in order for these reactions to occur at all - that is why fusion is not yet a practical source of energy.
Answered by: Martin Archer, Physics Student, Imperial College, London, UK

'The atomic bomb . made the prospect of future war unendurable. It has led us up those last few steps to the mountain pass and beyond there is different country.'