Astronomía

¿Puede el Sol convertirse en una gran bola de átomos de oro?

¿Puede el Sol convertirse en una gran bola de átomos de oro?


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Los átomos dentro del núcleo del sol se fusionan continuamente y forman otros átomos. ¿Puede esta fusión continua producir átomos de oro?


El oro es más pesado (más abajo en la tabla periódica de elementos, no necesariamente más denso, aunque este también es el caso) que el hierro. El número elemental de Iron es 26. El oro es 79.

Cualquier estrella que intente fusionar hierro entrará en una fase de supernova.

En ese punto, se crearán el oro y todos los elementos más pesados ​​que el hierro, pero solo en los breves momentos mientras la estrella se desgarra.

Ninguna estrella puede crear oro en ninguna circunstancia que no sea durante una supernova. Nuestro propio sol no es lo suficientemente grande como para convertirse en supernova.

Cualquier supernova creará oro, no solo el tipo de supernova descrito anteriormente.

Más lectura: https://en.wikipedia.org/wiki/Type_II_supernova


Carl Sagan responde a esto en la serie Cosmos. He aquí un extracto.

La materia del Universo conocido está formada por un 74% de hidrógeno. En la mayoría de las estrellas que vemos, los núcleos de hidrógeno se atascan para formar núcleos de helio. Cada vez que se forma un núcleo de helio, se genera un fotón de luz. Por eso brillan las estrellas. El helio representa el 24% de la materia en el Universo conocido. De hecho, el helio se detectó en el sol antes de que se encontrara en la Tierra. Estos dos elementos han representado el 98% de la materia. ¿Es posible que los otros elementos químicos hayan evolucionado de alguna manera a partir del hidrógeno y el helio?

Tres unidades, juntas en diferentes patrones, hacen, esencialmente, todo: "Neutrón, Protón y Electrón". Si eres un átomo y solo tienes un protón, eres hidrógeno. Dos protones, helio. Y así. Los protones tienen cargas eléctricas positivas. Pero dado que las cargas iguales se repelen entre sí, ¿por qué el núcleo se mantiene unido? ¿Por qué la repulsión eléctrica de los protones no hace que el núcleo vuele en pedazos? Porque hay otra fuerza en la naturaleza. No electricidad, no gravedad. ¡¡La fuerza nuclear !! Podemos considerarlo como ganchos de corto alcance que comienzan a funcionar cuando los protones o neutrones se acercan mucho. La fuerza nuclear puede vencer la repulsión eléctrica de los protones.

Una masa de dos protones y dos neutrones es el núcleo de un átomo de helio y es muy estable. Tres núcleos de helio, unidos por fuerzas nucleares, producen carbono. Cuatro núcleos de helio producen oxígeno. No hay diferencia entre cuatro núcleos de helio unidos por fuerzas nucleares y el núcleo de oxígeno. Son lo mismo.

¿Qué tan fácil es fusionar núcleos? Para evitar la repulsión eléctrica, los protones y los neutrones deben acercarse mucho para que los ganchos que representan las fuerzas nucleares estén enganchados. Esto ocurre solo a temperaturas muy altas, donde las partículas se mueven tan rápido que no hay tiempo para que actúe la repulsión eléctrica. Temperaturas de decenas de millones de grados. Estas altas temperaturas son comunes en la naturaleza. ¿Dónde? En el interior de las estrellas. Los átomos se forman en el interior de las estrellas.

Es posible formar átomos con hasta 26 protones [hierro] en una estrella. Por encima de eso, necesitamos una supernova para crear átomos con 30 protones, 40 protones, 50 protones o incluso 60 protones. La naturaleza prefiere los números "pares" por estabilidad. Pero 'Gold' es un átomo impar. Tiene 79 protones. Necesita más que una supernova para su creación. Necesita 2 estrellas de neutrones para colisionar directamente. Esta colisión por sí sola puede favorecer la creación de átomos estables de oro.

Dado que las colisiones de estrellas de neutrones también se sugieren como el origen de estallidos de rayos gamma de corta duración, es posible que ya posea un recuerdo de una de las explosiones más poderosas del universo.

A excepción del hidrógeno y el helio, todos los átomos del sol y la Tierra se sintetizaron en otras estrellas. El silicio en las rocas, el oxígeno en el aire, el carbono en nuestro ADN, el oro en nuestros bancos, el uranio en nuestros arsenales fueron hechos a miles de años luz de distancia y hace miles de millones de años. Nuestro planeta, nuestra sociedad y nosotros mismos estamos hechos de “cosas de estrellas”.


No.

Según el comienzo de la excelente respuesta de @RobJeffries a ¿Se necesitan fusiones binarias de estrellas de neutrones para explicar la abundancia de oro?:

La creación de algunos elementos ricos en neutrones muy pesados, como el oro y el platino, requiere la captura rápida de neutrones. Esto solo ocurrirá en condiciones densas y explosivas donde la densidad de neutrones libres es grande. Durante mucho tiempo, las teorías y los sitios en competencia para el proceso r han estado dentro de supernovas de colapso del núcleo y durante la fusión de estrellas de neutrones.

Tengo entendido que se ha vuelto cada vez más difícil para las supernovas producir (en modelos teóricos) suficientes elementos de proceso r para igualar tanto la cantidad como las proporciones de abundancia detalladas de los elementos del proceso r en el sistema solar (ver, por ejemplo, Wanajo et al.2011 ; Arcones y Thielmann 2012). Las condiciones requeridas, particularmente un ambiente muy rico en neutrones en los vientos impulsados ​​por neutrinos, simplemente no están presentes sin el ajuste fino de los parámetros (ver más abajo).

En cambio, los modelos que invocan fusiones de estrellas de neutrones son mucho más robustos a las incertidumbres teóricas y producen con éxito elementos de proceso r. El signo de interrogación parece estar solo sobre su frecuencia en varios momentos de la evolución de una galaxia y exactamente cuánto material enriquecido se expulsa.

Este tipo de entorno nunca ha existido y nunca existirá en la vida del Sol basado en una comprensión bastante sólida de la evolución estelar.


¿Cuánto oro hay en el telescopio espacial James Webb?

El conjunto de espejos de oro para el telescopio espacial James Webb debe construirse cuidadosamente y. [+] probado. Pero, ¿cuánto oro realmente entra en todo esto?

Si desea obtener una imagen del Universo de la manera más profunda y poderosa posible, necesita que su telescopio haga cuatro cosas:

  1. Sea lo más grande posible, para recoger la mayor cantidad de luz y obtener las mayores resoluciones que pueda.
  2. Ve al espacio para eliminar la interferencia y la turbulencia de la atmósfera terrestre.
  3. Para reflejar y enfocar lo más cerca posible del 100% de la luz que recolecta en los instrumentos, donde puede convertirse en datos útiles.
  4. Y que ese telescopio sea sensible a la luz de las longitudes de onda adecuadas para ver los objetos más distantes que jamás hayan existido.

El telescopio espacial James Webb tiene la intención de hacer todo esto, y son los dos últimos los que hacen que el oro sea un material tan perfecto para recubrirlos.

La concepción de un artista (2015) de cómo se verá el telescopio espacial James Webb cuando esté completo. [+] y desplegado con éxito. Tenga en cuenta el parasol de cinco capas que protege el telescopio del calor del sol.

Estos espejos, en primer lugar, son enormes. Hay 18 de estos espejos de forma hexagonal, cada uno con un diámetro de 1,32 metros (4,3 pies). El diámetro de ese espejo está limitado por el tamaño del cohete en el que se lanzará, pero estos espejos se desplegarán después del lanzamiento para crear un espejo segmentado mucho más grande. Cuando se unen en un patrón de panal, forman una superficie efectiva que tendrá 6.5 metros (21.5 pies) de diámetro, con siete veces el poder de recolección de luz del Telescopio Espacial Hubble. Se lanzará al espacio hasta el punto L2 Lagrange en octubre de 2018, unos 1,5 millones de kilómetros más distante que la Tierra del Sol.

El cronograma de implementación posterior al lanzamiento planificado de James Webb significa que puede comenzar a enfriar los instrumentos. [+] y calibraciones pocos días después del lanzamiento, y estarán listos para la ciencia en solo unos meses.

¡Pero tampoco está diseñado para generar imágenes de luz visible! La visión humana varía de 400 (violeta) a 700 (rojo) nanómetros en longitud de onda, con longitudes de onda más cortas que ingresan al ultravioleta y otras más largas al infrarrojo. El Hubble fue espectacular midiendo la parte óptica del espectro y extendiéndose también hacia el UV cercano y el IR cercano. A continuación, puede ver la galaxia más distante que el Hubble haya fotografiado. Es invisible en luz ultravioleta y visible, y solo se puede ver en longitudes de onda superiores a los 1.000 nanómetros. ¿Por qué? Porque el Universo se está expandiendo y la luz que viaja desde muy lejos tiene su longitud de onda estirada por la expansión del Universo.

Cuanto más lejos está una galaxia, más rápido se expande lejos de nosotros y más se desplaza al rojo su luz. [+] lo que requiere que miremos longitudes de onda cada vez más largas.

Larry McNish de RASC Calgary Centre

La capacidad del Hubble para ver el infrarrojo se agota en unos 1.600 nanómetros, lo que limita fundamentalmente la profundidad a la que puede ver el Universo temprano y distante. Pero James Webb está diseñado para ser enfriado por su parasol de cinco capas, lo que significa que los espejos se mantendrán a temperaturas de alrededor de 60-70 K, lo suficientemente fríos como para que el nitrógeno se convierta en líquido. Además de eso, James Webb estará equipado con enfriamiento criogénico adicional, lo que le permitirá alcanzar temperaturas tan bajas como 7 K, lo que significa que puede ver una longitud de onda máxima de 30.000 nanómetros. Esto será lo suficientemente lejos como para visualizar el Universo distante desde las primeras galaxias e incluso las primeras estrellas. En estas longitudes de onda, la expansión del Universo ayudará a nuestra causa, no la dañará.

La profundidad del Universo, que se remonta al Big Bang, que nos ha traído el Hubble y que James. [+] Webb se extenderá hasta las primeras galaxias.

Entonces, ¿de qué hacemos estos espejos? Si dijiste "oro", tengo una triste noticia para ti. El oro, que es uno de los tres materiales más conductores de todos (junto con la plata y el cobre), se expande y contrae mucho con los cambios de temperatura. Debido a que la superficie que crean los 18 espejos en tándem debe ser lisa con una precisión de alrededor de 20 a 22 nanómetros, necesita un material que casi no exhiba expansión térmica a temperaturas criogénicas. Los espejos no están hechos completamente de oro, sino que están hechos casi exclusivamente de berilio. Cada espejo se moldea como un "blanco" de berilio pesado y gigante que es perfectamente redondo, y luego se mecaniza en un espejo de forma hexagonal. Además, la mayor parte de la masa de la parte posterior se mecaniza, eliminando el 92% del material. Cada espacio en blanco inicial de 250 kg (551 lb) llega a solo 21 kg (44 lb) al final. Todo el telescopio pesará solo el 55% de lo que pesaba Hubble.

A los espejos del telescopio espacial James Webb se les ha eliminado más del 90% de su masa antes del primero. [+] incluso se produce un enfriamiento criogénico. Se necesita una precisión increíble para que esta misión sea un éxito.

Estos espejos se mecanizan y pulen en múltiples etapas, ya que deben tener en cuenta el "hundimiento" que crea la gravedad de la Tierra y el hecho de que estos espejos tendrán propiedades ligeramente diferentes a temperaturas de funcionamiento que a temperatura ambiente. Primero haces un pulido áspero, luego lo llevas a temperaturas criogénicas y lo envías de regreso a la pulidora. La parte importante es tener esta superficie casi perfectamente lisa cuando su telescopio se enfría, de modo que la fabrique y pule con algunas imperfecciones a temperatura ambiente para obtener la superficie deseada a la temperatura a la que opera James Webb. Solo entonces, una vez que el berilio esté completamente pulido, se aplica la capa de oro.

Solo después de ser maquinado, pulido, enfriado, re-pulido y probado minuciosamente, el recubrimiento de oro será. [+] se aplica sobre el espejo de berilio.

Se aplica oro porque aumenta significativamente la reflectividad del telescopio en luz infrarroja. El recubrimiento debe ser lo suficientemente grueso como para cubrir el espejo por completo, pero lo suficientemente delgado como para no afectar los espejos en absoluto en términos de expansión / contracción / deformación cuando cambian las temperaturas. La forma de aplicar la capa de oro es mediante un proceso conocido como deposición de vapor al vacío. Colocas los espejos dentro de una cámara de vacío, evacuando el aire por completo, y luego vaporizas una pequeña cantidad de oro y lo inyectas en la cámara. Las áreas que no desea recubrir (como la parte posterior, que necesitarán puntales, actuadores y flexiones adjuntas para ayudar a enfocar los espejos) están enmascaradas, pero la superficie lisa y pulida hace que se depositen átomos de oro sobre ella. Este proceso continúa hasta que el oro tiene un espesor de 100 nanómetros.

Después de la aplicación de la capa de oro, se realizan múltiples pruebas con respecto a la flexión, tolerancia, flexión,. [+] rendimiento a temperaturas criogénicas, etc., debe probarse. ¡Solo tenemos una oportunidad con James Webb!

¡Eso no es mucho oro en absoluto! Cada átomo de oro tiene un diámetro de 0,166 nanómetros, por lo que el espesor medio de la capa de oro de los espejos es de apenas 600 átomos de espesor. Cuando extiende eso sobre toda la superficie de los espejos de James Webb, incluidos los 18 segmentos y también el espejo secundario, debe cubrir aproximadamente 25 metros cuadrados (269 pies cuadrados) de área con esos átomos de oro. La densidad del oro es de aproximadamente 19,3 gramos por centímetro cúbico, y si hace los cálculos, encontrará que se necesitan alrededor de 2,5 centímetros cúbicos de oro para cubrir la totalidad de los espejos. Para todo el telescopio espacial James Webb, eso es solo un poco más de 48 gramos de oro.

Los 18 segmentos de James Webb en el laboratorio, una vez completado el ensamblaje y se han realizado todos los recubrimientos. [+] aplicado. El oro es visualmente llamativo, pero hay muy poco.

Debido a que el oro es muy suave y maleable, se aplica una fina capa de vidrio transparente amorfo encima para proteger las partículas depositadas y la superficie altamente reflectante. Hay una gran cantidad de sistemas de componentes que deben unirse para que incluso los espejos funcionen para enfocar la luz en los instrumentos correctamente, y recubrir estos espejos de berilio con una pequeña cantidad de oro es solo un pequeño paso en el proceso. Sin embargo, el oro es la característica visualmente más llamativa del telescopio espacial James Webb, a pesar de que se usa muy poco. Por menos de dos onzas de oro, alrededor de $ 2,000 hoy en día, puede revestir el telescopio espacial más poderoso jamás diseñado.

No es cuánto oro usas, sino cómo lo usas, lo que hace que esta pieza de la historia espacial sea tan útil y valiosa para los científicos.


En el núcleo del sol, las fuerzas gravitacionales crean una tremenda presión y temperaturas. La temperatura del sol en esta capa es de aproximadamente 27 millones de grados Fahrenheit (15 millones de grados Celsius). Los átomos de hidrógeno se comprimen y se fusionan, creando helio. Este proceso se llama fusión nuclear. A medida que los gases se calientan, los átomos se rompen en partículas cargadas, convirtiendo el gas en plasma.

La energía, principalmente en forma de fotones de rayos gamma y neutrinos, se transporta a la zona radiativa. Los fotones pueden rebotar al azar en esta zona desde unos pocos miles hasta alrededor de un millón de años antes de viajar a la superficie, según Sten Odenwald en la página Ask the Space Scientist de la NASA.

¿Por qué no sabemos cuánto tarda un fotón en viajar hacia afuera desde el centro del sol? Por un lado, los científicos no pueden ver el núcleo para rastrear un fotón desde su nacimiento. En cambio, deben confiar en modelos que siguen el infame problema del "paseo del borracho". Según este escenario, la distancia que recorre una persona borracha mientras hace giros aleatorios a la izquierda y a la derecha es su tamaño de paso típico multiplicado por la raíz cuadrada del número de pasos dados. Para un fotón que viaja aleatoriamente en el centro solar, esto depende de lo que se use para la trayectoria libre media (o la distancia media de viaje) de la radiación. Estos números oscilan entre 4.000 años y millones de años, aunque la mayoría de los científicos solares tienden a confiar en 170.000 años.

"Los fotones caminan al azar dentro del sol", dijo a Space.com la científica espacial Lucie Green, profesora de la Universidad de California en Los Ángeles. "Yo diría que 170.000 años para que los fotones escapen".

"La mayoría de los astrónomos no están demasiado interesados ​​en este número y renuncian a tratar de precisarlo exactamente porque no afecta ningún fenómeno que medimos con la excepción de las propiedades de la región central en este momento", dijo Odenwald.

Los científicos creen que el campo magnético del sol es generado por una dínamo magnética en la zona radiativa.

La zona de convección (también conocida como región convectiva) es la capa más externa del interior del sol. Se extiende desde unas 125.000 millas (200.000 km) de profundidad hasta la superficie visible o la atmósfera del sol. La temperatura cae por debajo de 3,5 millones de grados F (2 millones de grados C) en la zona convectiva, donde el plasma caliente burbujea hacia la superficie.

Los movimientos convectivos llevan calor con bastante rapidez a la superficie, que es la capa inferior de la atmósfera del sol o fotosfera. Esta es la capa donde se libera la energía en forma de luz solar. La luz atraviesa las capas externas de la atmósfera del sol: la cromosfera y la corona. Por lo general, no podemos ver estas capas, pero durante un eclipse solar total, la cromosfera se ve como un borde rojo alrededor del sol y la corona forma una corona blanca con serpentinas de plasma que se extienden hacia afuera. La cromosfera obtiene su color rojo de la abundancia de hidrógeno, según el Observatorio Solar Nacional.


¿Por qué hace calor el sol?

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El Sol es el lugar más caluroso del Sistema Solar. La superficie del Sol tiene apenas 5.800 Kelvin, pero en el centro del Sol, las temperaturas alcanzan los 15 millones de Kelvin. ¿Qué está pasando? ¿Por qué hace calor el sol?

El Sol es solo una gran bola de plasma de hidrógeno, unida por la gravedad mutua de toda su masa. Esta enorme masa tira hacia adentro, tratando de comprimir el Sol. Es la misma razón por la que la Tierra y el resto de los planetas son esferas. A medida que la fuerza de la gravedad comprime el gas dentro del Sol, aumenta la temperatura y la presión en el núcleo.

Si pudieras viajar hacia el Sol, llegarías a un punto en el que la presión y la temperatura son suficientes para que pueda tener lugar la fusión nuclear. Este es el proceso en el que los protones se fusionan en átomos de helio. Solo puede suceder en temperaturas cálidas y bajo presiones increíbles. Pero el proceso de fusión emite más energía de la que utiliza. Entonces, una vez que se pone en marcha, cada reacción de fusión emite radiación gamma. Es la presión de radiación de esta luz creada en el núcleo del Sol lo que realmente impide que se comprima más.

En realidad, el Sol está en perfecto equilibrio. La gravedad está tratando de comprimirlo en una pequeña bola, pero esto crea las condiciones adecuadas para la fusión. La fusión libera radiación, y es esta radiación la que empuja hacia atrás contra la gravedad, manteniendo al Sol como una esfera.

Hemos escrito muchos artículos sobre el Sol para Universe Today. Aquí & # 8217s un artículo sobre qué tan caliente es la superficie del Sol, y aquí & # 8217s un artículo sobre las partes del Sol.

Si desea obtener más información sobre el sol, consulte la Guía de exploración del sistema solar de la NASA sobre el sol, y aquí un enlace a la página de inicio de la misión SOHO, que tiene las imágenes más recientes del sol.

También hemos grabado un episodio de Astronomy Cast sobre el sol.Échale un vistazo, Episodio 30: El sol, manchas y todo.


Guías de recursos

Galaxia de Andromeda La galaxia principal más cercana a la nuestra, ubicada a unos 2,5 millones de años luz de distancia en la constelación de Andrómeda. También conocida por su número de catálogo M31, es la única otra gran galaxia del Grupo Local de galaxias.

Abertura El tamaño (diámetro) de la lente o espejo recolector de luz en un telescopio.

Magnitud aparente Qué tan brillante se ve una estrella u otro objeto en el cielo desde la Tierra, expresado en el antiguo sistema de magnitud. Cuanto más brillante se ve la estrella, menor es el número de magnitud. La estrella más brillante del cielo, Sirio, tiene una magnitud de -1,42, la estrella Vega tiene una magnitud de cero, mientras que la tenue estrella de Barnard, con una magnitud de 9,5, es demasiado débil para ser vista a simple vista. (Tenga en cuenta que qué tan brillante nos parece una estrella depende tanto de qué tan brillante es realmente, su luminosidad, como de qué tan lejos está).

Asteroide Un objeto rocoso relativamente pequeño que orbita alrededor del Sol. La mayoría de los asteroides se encuentran entre Marte y Júpiter en una región llamada cinturón de asteroides, aunque algunos asteroides tienen órbitas que cruzan las órbitas de los planetas interiores (como la Tierra). Esos son los que nos preocupan.

Unidad astronómica La distancia promedio entre la Tierra y el Sol, alrededor de 150 millones de kilómetros o 93 millones de millas. Los astrónomos utilizan esta unidad para expresar distancias dentro del sistema solar.

Eje Una línea imaginaria trazada a través del centro de un cuerpo, alrededor del cual gira.

Big Bang El comienzo muy denso y de alta energía del universo el comienzo de su expansión. La teoría del Big Bang es el nombre popular que se le da a todo un conjunto de ideas sobre el origen y la evolución temprana del universo.

Calabozo El remanente colapsado de una estrella cuya gravedad es tan grande que nada, ni siquiera la luz, puede escapar de él. Más técnicamente, una región donde la gravedad ha deformado tanto el espacio-tiempo que las líneas rectas se han convertido en círculos.

Enana marrón Una estrella fallida una estrella que no puede (durante un período de tiempo significativo) sostenerse produciendo energía en su núcleo a través de reacciones nucleares (fusión).

CCD (dispositivo de carga acoplada) Un detector electrónico de radiación electromagnética (incluida la luz). En fotografía, los CCD son conjuntos sensibles a la luz que registran la cantidad de luz que entra y los leen como números (dígitos). Hicieron posible la fotografía digital, reemplazando al cine como colector de luz.

Cometa Un cuerpo relativamente pequeño hecho de hielo y polvo que orbita alrededor del Sol. La mayoría de los cometas permanecen lejos y congelados, pero cuando un cometa se acerca al Sol, su hielo puede evaporarse y su polvo puede liberarse, produciendo una gran nube de material alrededor del núcleo congelado y haciéndolo mucho más fácil de detectar. La luz y la energía del Sol pueden empujar parte de esta nube en una dirección alejada del Sol, produciendo la cola del cometa.

Constelación En los viejos tiempos, una constelación era cualquier patrón reconocible de estrellas brillantes en el cielo. Hoy en día, los astrónomos le han dado a la palabra un significado más preciso: es uno de los 88 sectores en los que los astrónomos dividen el cielo (al igual que el territorio de los EE. UU. Está dividido en sectores llamados estados). Cada "caja" de constelación lleva el nombre de un patrón. de estrellas brillantes en él. Por ejemplo, en el sistema antiguo, Orión (el Cazador) es un patrón de estrellas brillantes que se reconocen fácilmente en el cielo invernal. En el nuevo sistema, la "caja" en el cielo que incluye el patrón del cazador se llama Orión, e incluye todas las estrellas y galaxias en el cielo que se encuentran en la caja.

Cosmología La rama de la astronomía que se ocupa de las propiedades del universo en su conjunto, como un solo sistema. Los temas en los que piensan los cosmólogos incluyen la organización, el origen y el destino final del universo.

Energía oscura La energía que está provocando que la expansión del universo se acelere (acelere). Los astrónomos han descubierto esta aceleración mediante el uso de supernovas distantes (estrellas en explosión) como marcadores de distancia y notando que el espacio no se ha extendido a un ritmo constante durante el tiempo cósmico. Actualmente se desconoce la naturaleza de esta energía.

Materia oscura Material que no podemos detectar (al observar la luz u otra radiación de él) pero cuya existencia conocemos al ver su gravedad que afecta al material del universo que podemos ver. Parece que hay más de esta misteriosa materia oscura en el universo que la materia regular que vemos como estrellas y galaxias. Actualmente se desconoce de qué está hecha la materia oscura.

Día En astronomía, el tiempo que tarda un planeta en girar (girar sobre su eje) una vez.

Declinación Un sistema de medición de la posición de los objetos en el cielo que es similar al sistema de latitud que usamos en la Tierra. La declinación se mide en grados al norte y al sur del ecuador celeste (el círculo en el cielo que verías si extendieras el ecuador de la Tierra hacia el cielo).

La licenciatura Una medida de ángulo igual a 360º de un círculo completo. La cúpula del cielo desde un punto en el horizonte hasta el punto opuesto mide 180 grados.

Densidad La cantidad de masa por unidad de volumen en un cuerpo. Un centímetro cúbico de plomo es mucho más denso que un centímetro cúbico de gelatina.

Detector Dispositivo que registra (detecta) luz u otra radiación. El ojo humano y un panel solar son ejemplos de detectores que los telescopios por sí mismos no lo son.

desplazamiento Doppler El cambio en la longitud de onda (color) de la luz, u otra radiación electromagnética, causado por el movimiento de su fuente hacia nosotros o alejándose de nosotros.

Planeta enano Un objeto que orbita alrededor del Sol que es lo suficientemente grande para que la gravedad lo haga circular, pero que comparte su órbita general con varios otros objetos. Ceres, Plutón y Eris son ejemplos de planetas enanos.

Eclipse Cuando un cuerpo se mete en la sombra de otro en el espacio. Por ejemplo, obtenemos un eclipse de Luna cuando la Tierra se coloca justo entre el Sol y la Luna y proyecta su sombra sobre la Luna.

Carga eléctrica Propiedad de algunas partículas de materia que las hace atraer o repeler otras partículas cargadas. Ejemplos de partículas con carga eléctrica son el electrón y el protón.

Radiación electromagnética Ondas de energía generadas por cambios eléctricos y magnéticos en la materia: estas ondas viajan a la velocidad de la luz. Los ejemplos incluyen ondas de radio, ondas infrarrojas, luz visible, ondas ultravioleta, rayos X y rayos gamma.

Expansión del Universo (Universo en expansión) La observación de que todos los grupos de galaxias se están alejando unos de otros - ahora sabemos que esto se debe a que el espacio mismo se ha estado "estirando" desde el Big Bang. Observaciones recientes indican que esta expansión se está acelerando (acelerando).

Planeta extrasolar Un planeta que orbita una estrella distinta al Sol.

Ocular Lente de aumento que se utiliza para ver la imagen producida por un telescopio.

Frecuencia El número de ciclos (repeticiones) por segundo en una onda, como la luz. Cuanto mayor es la frecuencia, más energía transporta una onda.

Fusión Un proceso mediante el cual los núcleos atómicos ligeros se unen en condiciones tremendamente calientes para producir fusión de energía es lo que permite que las estrellas brillen. Cuando se produce la fusión, una parte de la masa se convierte en energía.

Galaxia Una gran isla de millones a cientos de miles de millones de estrellas (más "materia prima" en forma de gas y polvo), separada de otras galaxias por grandes abismos del espacio. Vivimos en uno de esos grupos llamado la Vía Láctea. (Los astrónomos generalmente escriben "Galaxia" cuando se refieren a la nuestra y "galaxia", en minúsculas, cuando se refieren a otras).

Cúmulo de galaxias un grupo de galaxias que contiene decenas a miles de miembros

Rayo gamma Una forma de radiación electromagnética, que consiste en ondas con la mayor energía.

Rayo gamma Burst Breve evento que genera una gran cantidad de energía de rayos gamma, que dura desde una fracción de segundo hasta unos pocos minutos. Ahora se sabe que tales explosiones provienen de eventos raros y extremadamente violentos en otras galaxias.

Teoría general de la relatividad (o relatividad general) Una teoría general, desarrollada por Albert Einstein, que relaciona la gravedad y la naturaleza del espacio y el tiempo en el universo. Los astrónomos utilizan la teoría general de la relatividad como base de la cosmología moderna. Sus ideas también ayudan a explicar las extrañas propiedades de los agujeros negros.

Cúmulo globular Un grupo abarrotado de 100.000 estrellas o más, todas viajando juntas, como parte de una galaxia. Estos grupos tienen forma esférica, de ahí su nombre. La Vía Láctea tiene más de 150 cúmulos globulares de este tipo.

Gravedad La atracción de toda la materia sobre todas las demás materias del universo. La gravedad es una de las fuerzas fundamentales del cosmos y es responsable de unir estructuras como las estrellas. (La Teoría General de la Relatividad da una teoría de la gravedad más "sofisticada" o global).

Ley de Hubble En un universo en expansión, cuanto más lejos está una galaxia de un observador, más rápida es su velocidad de alejamiento. Este principio fue observado por primera vez de manera sistemática por el astrónomo estadounidense Edwin Hubble (en la década de 1920). En la teoría general de la relatividad, este comportamiento se espera del hecho de que el propio espacio-tiempo se está estirando. Cuanto más espacio hay entre las galaxias (o grupos de galaxias, para ser precisos), más espacio hay para estirarse, y más rápido las galaxias se “alejan” unas de otras por ese estiramiento.

Hypernova La explosión, al final de su vida, de una estrella muy masiva, cuyo núcleo colapsa para convertirse en un agujero negro giratorio supercomprimido, que agita y energiza los restos a su alrededor. Se cree que estas hipernovas son la explicación de un tipo de explosión de rayos gamma.

Luz infrarroja Tipo de radiación electromagnética con una longitud de onda más larga que la luz visible. La luz infrarroja, descubierta por William Herschel, es el tipo de onda que emiten los seres humanos y las sillas. (También reflejan la luz visible cuando brilla sobre ellos, pero esta no es su radiación, proviene de otra fuente). El infrarrojo es una forma de que los astrónomos detecten objetos más fríos, como estrellas que están en proceso de formación.

Año luz La distancia que recorre la luz en un año es de aproximadamente 9,5 billones de kilómetros o 6 billones de millas. La estrella más cercana está a poco más de 4 años luz de distancia.

Grupo local El grupo de varias docenas de galaxias al que pertenece nuestra Vía Láctea. La mayoría de los miembros del grupo son galaxias más pequeñas que la Vía Láctea.

Luminosidad La producción de energía total de una estrella u otro objeto celeste es una medida del total de toda la luz visible y otras radiaciones electromagnéticas que emite un objeto.

Eclipse lunar Un eclipse de Luna ocurre cuando la Luna se mueve directamente entre la Tierra y el Sol, y por lo tanto hacia la sombra de la Tierra.

Magnitud ver magnitud aparente

Masa La cantidad total de material en un cuerpo.

Catálogo Messier Un catálogo de objetos celestes "difusos" compilado por Charles Messier en el siglo XVIII. Compiló el catálogo para no confundir los objetos con cometas (que eran su pasión). Pero el catálogo resultó ser una lista pionera de las nebulosas, cúmulos de estrellas y galaxias más notables, y todavía se utiliza en la actualidad. Los astrónomos suelen llamar a los objetos por su número en este catálogo: la Galaxia de Andrómeda es M31, la Nebulosa del Cangrejo es M1.

Meteorito Un poco de escombros sólidos del espacio, que se vaporizan durante su paso por la atmósfera terrestre. Su interacción de alta velocidad del aire con el aire provoca un breve destello de luz (que a veces se denomina "estrella fugaz", aunque no tiene nada que ver con las estrellas).

Meteorito Una roca del espacio que ha sobrevivido al paso por la atmósfera terrestre.

Via Láctea La galaxia de estrellas en la que se encuentran el Sol y la Tierra es una de las dos grandes galaxias espirales del Grupo Local.

Molécula Una combinación de dos o más átomos unidos químicamente. Una molécula de agua, por ejemplo, consta de dos átomos de hidrógeno y un átomo de oxígeno.

Luna Cualquier objeto que orbita un planeta (a veces también llamado satélite). Cuando los astrónomos escriben sobre el satélite de la Tierra, lo llaman Luna, pero los satélites de otros planetas se escriben como lunas (minúscula m).

Nebulosa Una nube de gas y polvo resplandecientes entre las estrellas. A menudo se puede observar una nebulosa en regiones donde han nacido nuevas estrellas recientemente y alrededor de estrellas que están muriendo o han muerto. Antes de que se entendiera a las galaxias, también se las clasificaba como nebulosas (como en el término "nebulosa espiral"), pero ya no usamos el término de esa manera. El plural es nebulosas.

Estrella neutrón Los restos de una estrella masiva que explotó al final de su vida como supernova. Estos remanentes son muy densos, porque la violencia de la muerte de la estrella los ha comprimido hasta que los electrones y protones se fusionan para convertirse en neutrones. Normalmente, las estrellas de neutrones pueden contener más del doble de la masa de nuestro Sol en una bola de unos 10 a 20 km de diámetro. Las estrellas de neutrones giratorias magnéticas a veces pueden verse como púlsares.

Observatorio Un lugar donde se alojan y utilizan telescopios y otros instrumentos astronómicos. Los observatorios que tienen telescopios de detección de luz visible ahora se construyen en las cimas de montañas remotas, para escapar de las luces de la civilización.

Clúster abierto Un grupo de estrellas dentro del disco principal de una galaxia, que contiene de unas pocas docenas a unos miles de estrellas miembros, todas las cuales nacieron aproximadamente en el mismo lugar aproximadamente al mismo tiempo. Otro nombre utilizado para tal grupo es cúmulo galáctico.

Telescopio óptico Un telescopio que está diseñado para recolectar luz visible (a diferencia de otras formas de radiación electromagnética, como las ondas de radio, que no son visibles para el ojo humano).

Orbita El camino que toma un objeto cuando gira alrededor de otro objeto debido a su gravedad mutua. Por ejemplo, la Tierra tiene una órbita alrededor del Sol, y la Luna y el Telescopio Espacial Hubble ambos tienen órbitas alrededor de la Tierra.

Capa de ozono Región de la atmósfera de la Tierra (aproximadamente de 10 a 20 millas por encima de la superficie) que tiene una mayor concentración de ozono (una molécula de oxígeno con tres átomos de oxígeno). Este ozono absorbe la dañina radiación ultravioleta proveniente del Sol, contribuyendo a las condiciones que hacen posible la vida en la superficie de la Tierra.

Parsec Una unidad de distancia equivalente a 3,26 años luz (o 206 265 unidades astronómicas). Esta unidad todavía es utilizada por los astrónomos, pero no se escucha con tanta frecuencia cuando los astrónomos hablan con el público.

Fases de la luna La apariencia cambiante de la Luna mientras gira alrededor de la Tierra, causada por las diferentes cantidades de luz solar que podemos ver reflejada desde la Luna desde nuestro punto de vista. (De manera más general, las fases son las diferentes apariencias de un planeta o luna a medida que se mueve alrededor de su órbita).

Planeta Un objeto de tamaño significativo que orbita una estrella, pero que no es en sí mismo una estrella. Según la nueva definición de planeta adoptada por la Unión Astronómica Internacional, los planetas deben tener suficiente masa para ser esféricos y deben tener sus propias órbitas independientes alrededor del Sol, en lugar de compartir órbitas con otros cuerpos. El Sol tiene ocho planetas según esta definición. (Plutón es parte del Cinturón de Kuiper y Ceres es parte del Cinturón de Asteroides, lo que los convierte en planetas enanos).

Nebulosa planetaria Capa o caparazones de gas expulsados ​​por una estrella de masa relativamente baja que está en proceso de morir y convertirse en una enana blanca. El nombre es muy engañoso: este material de "último suspiro" de una estrella al final de su vida no tiene nada que ver con los planetas.

Prominencia Una erupción de gas caliente de la superficie del Sol. Visto contra la oscuridad del espacio, puede parecer una llama gigante en forma de arco.

Pulsar Originalmente, abreviatura de "estrella de radio pulsante". Estos objetos, que ahora se sabe que son estrellas de neutrones magnéticos, compactos y giratorios, nos señalan su presencia emitiendo pulsos extremadamente regulares de radiación electromagnética.

Quásar Originalmente, abreviatura de "objeto cuasi-estelar" - cosas que primero parecían estrellas azules tenues, pero resultaron ser los centros brillantes de galaxias distantes. Estas regiones centrales brillan con tanta energía que son mucho más fáciles de detectar que la galaxia completa que las rodea. Hoy sabemos que su brillo está relacionado con la energía producida por enormes agujeros negros en el centro de cada galaxia.

Radial Hacia afuera desde el centro, como el radio de un círculo o los radios de una rueda de bicicleta. Los astrónomos a menudo hablan de "velocidad radial", la velocidad de algo en el cosmos en la dirección hacia afuera de nosotros.

Radiación Ondas de energía que se alejan (irradian) de su fuente a la velocidad de la luz. Con mucho, la forma más común es la radiación electromagnética, de la cual la luz es el ejemplo más conocido.

Ondas de radio Tipo de radiación electromagnética que consta de ondas de longitud de onda larga y baja energía. Las ondas de radio en la Tierra viajan desde la torre de transmisión de una estación de radio hasta la antena de su automóvil, por ejemplo. Los objetos del universo emiten ondas de radio naturales (que sonarían como "estáticas" si las tradujéramos en sonido).

Gigante rojo Una etapa en la vida de cada estrella, cuando se agota su combustible inicial para la fusión y, como parte de su reajuste, se expande para volverse mucho más grande que su tamaño original. A medida que el gas caliente de la estrella se expande, se enfría y adquiere un color rojizo. Un gigante rojo muy conocido es Betelgeuse, en la figura de la constelación de Orión, el cazador.

Redshift El cambio en los colores de un objeto astronómico causado por su movimiento alejándose de nosotros. Christian Doppler descubrió en el siglo XIX que el movimiento de una fuente de luz (u otra radiación) alejándose de nosotros o hacia nosotros cambia sus colores de una manera sutil pero mensurable. Cuanto más rápido se aleja un objeto, mayor es su desplazamiento al rojo. Al esparcir la luz de una estrella o galaxia en un espectro, los astrónomos pueden medir el cambio de sus colores y, por lo tanto, su velocidad hacia o lejos de nosotros (los objetos que se mueven hacia nosotros muestran un cambio hacia el azul). Las galaxias más allá de nuestro grupo inmediato de vecinos TODAS muestran un corrimiento al rojo, ya que están participando en la expansión del universo.

Telescopio reflectante Un telescopio en el que la luz es recogida (y reflejada) por un espejo.

Telescopio refractor Un telescopio en el que la luz es recogida (y refractada o doblada) por una lente.

Resolución La capacidad de un telescopio para distinguir detalles finos en un objeto astronómico o para separar la imagen de dos objetos cercanos en el cielo. (La resolución en astronomía se mide en unidades de ángulo en el cielo: grados, minutos de arco o segundos de arco).

Ascensión recta Un sistema de medición de la posición de los objetos en el cielo que es similar al sistema de longitud que usamos en la Tierra. La Ascensión Recta se mide en horas y minutos alrededor del ecuador celeste (un círculo en el cielo que resultaría si empujáramos el ecuador de la Tierra hacia el cielo).

Segundo de Arco Una medida de ángulo muy pequeña, a menudo utilizada en astronomía, igual a 1/3600 de grado. Una moneda de diez centavos de dólar estadounidense, vista desde unas dos millas de distancia, ocupa un segundo de arco.

SETI La búsqueda de inteligencia extraterrestre. La rama de la astronomía dedicada a encontrar evidencia de vida inteligente entre las estrellas.

Eclipse solar Un eclipse de Sol por la Luna cuando la Luna se mueve frente al Sol visto desde la Tierra.

Sistema solar El Sol y su familia de planetas, lunas y una variedad de trozos más pequeños de material. Estrictamente hablando, este término se refiere solo al Sol y no a las otras estrellas, pero los astrónomos suelen hablar de “otros sistemas solares”, cuando se refieren a familias de planetas alrededor de otras estrellas.

Espectro La matriz de longitudes de onda o colores en un haz de luz (que se puede estudiar cuando la luz blanca se extiende en un espectroscopio), o una fotografía de esta matriz de colores. De manera más general, la matriz de longitudes de onda que se encuentra en cualquier haz de radiación electromagnética.

Espectroscopio Dispositivo que permite a los científicos observar el espectro de radiación de alguna fuente. Usando un espectroscopio, por ejemplo, los astrónomos esparcen la luz del Sol en los colores que la componen y pueden aprender sobre la temperatura, composición y movimiento del Sol.

Estrella Una esfera de gas caliente que brilla por sus propios medios. La energía que permite que una estrella brille proviene del proceso de fusión nuclear. El Sol es nuestro ejemplo más cercano de estrella.

Mancha solar Una región más fría de la superficie del Sol, que se ve oscura en comparación con el material más caliente que la rodea.

Supercúmulo (de galaxias) Una agrupación de cúmulos de galaxias. Estos supercúmulos pueden contener tanto material como 10.000 o más galaxias de la Vía Láctea y extenderse a lo largo de cientos de millones de años luz.

Supernova Una enorme explosión que provoca la “muerte” de una estrella masiva. Por lo general, una explosión de este tipo deja una estrella de neutrones o un agujero negro. Otro tipo de supernova es una explosión que se produce porque una enana blanca en un sistema de estrellas dobles se ha vuelto a encender después de que una estrella compañera ha vertido una gran cantidad de material fresco sobre ella. (Es este segundo tipo de supernova, que siempre se enciende para tener aproximadamente la misma luminosidad, lo que ha permitido a los astrónomos medir que la expansión del universo se está acelerando).

Telescopio Un instrumento que recoge luz (u otro tipo de radiación electromagnética) y la enfoca. Los telescopios permiten a los astrónomos ver o fotografiar objetos que son demasiado tenues para ser vistos a simple vista.

Tránsito Cuando un objeto más pequeño pasa frente a uno más grande en el espacio, por ejemplo, un planeta puede transitar por una estrella.

Universo La suma total de toda la materia, radiación y espacio, todo lo que es accesible o puede llegar a ser accesible para nuestras observaciones.

Estrella variable Una estrella cuya luminosidad (salida de energía) cambia con el tiempo; algunas cambian regularmente, otras a intervalos aleatorios. Muchos astrónomos aficionados contribuyen a la astronomía al monitorear estas estrellas cuidadosamente durante largos períodos de tiempo. (Una clase de estrellas variables, llamadas cefeidas, tiene propiedades especiales que les permiten ser utilizadas para determinar distancias).

Enano blanco El remanente colapsado y caliente de una estrella de baja masa al final de su vida. Cuando el Sol se convierte en una enana blanca, se espera que sea tan pequeño como dos Tierras de ancho. Las enanas blancas son objetos extremadamente densos, que brillan solo al irradiar su energía térmica. Al final, las enanas blancas se desvanecen en enanas negras, demasiado frías para ser vistas con luz visible.

Año El tiempo que tarda un planeta en girar una vez alrededor de su estrella. El año de la Tierra tiene 365 días y cuarto de duración, pero los años de otros planetas son diferentes.


23.2 Evolución de estrellas masivas: un final explosivo

Entonces, gracias a la pérdida de masa, las estrellas con masas iniciales de al menos 8 METROsol (y tal vez incluso más) probablemente terminen sus vidas como enanas blancas. Pero sabemos que las estrellas pueden tener masas de hasta 150 (o más) METROsol. Tienen un tipo diferente de muerte reservada para ellos. Como veremos, estas estrellas mueren con una explosión.

Fusión nuclear de elementos pesados

Después de que se agota el helio en su núcleo (ver La evolución de estrellas más masivas), la evolución de una estrella masiva toma un curso significativamente diferente al de las estrellas de menor masa. En una estrella masiva, el peso de las capas externas es suficiente para obligar al núcleo de carbono a contraerse hasta que se calienta lo suficiente como para fusionar el carbono en oxígeno, neón y magnesio. Este ciclo de contracción, calentamiento y encendido de otro combustible nuclear se repite varias veces más. Después de que se agota cada uno de los posibles combustibles nucleares, el núcleo se contrae nuevamente hasta que alcanza una nueva temperatura lo suficientemente alta como para fusionar núcleos aún más pesados. Los productos de la fusión del carbono se pueden convertir en silicio, azufre, calcio y argón. Y estos elementos, cuando se calientan a una temperatura aún más alta, pueden combinarse para producir hierro. Las estrellas masivas pasan por estas etapas muy, muy rápidamente. En estrellas realmente masivas, algunas etapas de fusión hacia el final pueden llevar solo meses o incluso días. Esto está muy lejos de los millones de años que pasan en la etapa de la secuencia principal.

En esta etapa de su evolución, una estrella masiva se parece a una cebolla con un núcleo de hierro. A medida que nos alejamos del centro, encontramos capas de temperatura decreciente en las que las reacciones nucleares involucran núcleos de masa progresivamente menor: silicio y azufre, oxígeno, neón, carbono, helio y, finalmente, hidrógeno (Figura 1).

Estructura de una vieja estrella masiva.

Figura 1. Justo antes de su colapso gravitacional final, el núcleo de una estrella masiva se asemeja a una cebolla. El núcleo de hierro está rodeado por capas de silicio y azufre, oxígeno, neón, carbono mezclado con algo de oxígeno, helio y finalmente hidrógeno. Fuera del núcleo, la composición es principalmente hidrógeno y helio. (Tenga en cuenta que este diagrama no está precisamente a escala, sino que solo pretende transmitir la idea general de cómo sería una estrella de este tipo). (Crédito: modificación del trabajo de ESO, Digital Sky Survey)

Pero hay un límite en cuanto a la duración de este proceso de construcción de elementos por fusión. La fusión de silicio en hierro resulta ser el último paso en la secuencia de producción de elementos no explosivos. Hasta este punto, cada reacción de fusión tiene producido energía porque el núcleo de cada producto de fusión ha sido un poco más estable que los núcleos que lo formaron. Como se discutió en The Sun: A Nuclear Powerhouse, los núcleos ligeros ceden parte de su energía de enlace en el proceso de fusionarse en núcleos más pesados ​​y fuertemente unidos. Es esta energía liberada la que mantiene la presión hacia afuera en el núcleo para que la estrella no colapse. Pero de todos los núcleos conocidos, el hierro es el más unido y, por tanto, el más estable.

Podría pensar en la situación así: todos los núcleos más pequeños quieren "crecer" para ser como el hierro, y están dispuestos a pagar (Produce energía) para avanzar hacia esa meta. Pero el hierro es un núcleo maduro con buena autoestima, perfectamente contento siendo hierro requiere pago (debe absorber energía) para cambiar su estructura nuclear estable. Esto es exactamente lo contrario de lo que ha sucedido en cada reacción nuclear hasta ahora: en lugar de Proporcionar energía para equilibrar la atracción hacia adentro de la gravedad, cualquier reacción nuclear que involucre hierro retirar algo de energía del núcleo de la estrella.

Incapaz de generar energía, la estrella ahora enfrenta una catástrofe.

Colapso en una bola de neutrones

Cuando las reacciones nucleares se detienen, el núcleo de una estrella masiva está sostenido por electrones degenerados, al igual que una enana blanca. Para estrellas que comienzan su evolución con masas de al menos 10 METROsol, este núcleo probablemente esté hecho principalmente de hierro. (Para estrellas con masas iniciales en el rango de 8 a 10 METROsol, el núcleo probablemente esté hecho de oxígeno, neón y magnesio, porque la estrella nunca se calienta lo suficiente como para formar elementos tan pesados ​​como el hierro. La composición exacta de los núcleos de las estrellas en este rango de masas es muy difícil de determinar debido a las complejas características físicas de los núcleos, particularmente a las muy altas densidades y temperaturas involucradas.) Nos centraremos en los núcleos de hierro más masivos en nuestra discusión. .

Si bien no se genera energía dentro del núcleo enano blanco de la estrella, todavía se produce la fusión en las capas que rodean el núcleo. Cuando las conchas terminan sus reacciones de fusión y dejan de producir energía, las cenizas de la última reacción caen sobre el núcleo de la enana blanca, aumentando su masa. Como muestra [enlace], una masa más alta significa un núcleo más pequeño. El núcleo puede contraerse porque incluso un gas degenerado sigue siendo en su mayor parte un espacio vacío. Los electrones y los núcleos atómicos son, después de todo, extremadamente pequeños. Los electrones y núcleos de un núcleo estelar pueden estar abarrotados en comparación con el aire de su habitación, pero todavía hay mucho espacio entre ellos.

Al principio, los electrones resisten que se apiñen más juntos, por lo que el núcleo se encoge solo una pequeña cantidad. Sin embargo, en última instancia, el núcleo de hierro alcanza una masa tan grande que incluso los electrones degenerados ya no pueden soportarlo. Cuando la densidad alcanza 4 × 10 11 g / cm 3 (400 mil millones de veces la densidad del agua), algunos electrones son comprimidos en los núcleos atómicos, donde se combinan con los protones para formar neutrones y neutrinos. Esta transformación no es algo familiar en la vida cotidiana, pero se vuelve muy importante a medida que el núcleo de una estrella tan masiva colapsa.

Algunos de los electrones ahora se han ido, por lo que el núcleo ya no puede resistir la masa aplastante de las capas superpuestas de la estrella. El núcleo comienza a encogerse rápidamente. Ahora se empujan más y más electrones hacia los núcleos atómicos, que finalmente se saturan tanto de neutrones que no pueden retenerlos.

En este punto, los neutrones salen de los núcleos y pueden ejercer una nueva fuerza. Como ocurre con los electrones, resulta que los neutrones se resisten fuertemente a estar en el mismo lugar y moverse de la misma manera. La fuerza que puede ser ejercida por tales neutrones degenerados es mucho mayor que la producida por electrones degenerados, por lo que, a menos que el núcleo sea demasiado masivo, en última instancia pueden detener el colapso.

Esto significa que el núcleo que colapsa puede alcanzar un estado estable como una bola aplastada hecha principalmente de neutrones, que los astrónomos llaman estrella de neutrones. No tenemos un número exacto (un "límite de Chandrasekhar") para la masa máxima de una estrella de neutrones, pero los cálculos nos dicen que el límite de masa superior de un cuerpo hecho de neutrones podría ser solo alrededor de 3 METROsol. Entonces, si la masa del núcleo fuera mayor que esto, ni siquiera la degeneración de neutrones podría detener el colapso del núcleo. La estrella moribunda debe terminar como algo aún más extremadamente comprimido, que hasta hace poco se creía que era solo un tipo posible de objeto: el estado de compactación final conocido como agujero negro (que es el tema de nuestro próximo capítulo). Esto se debe a que se creía que no existía ninguna fuerza que pudiera detener un colapso más allá de la etapa de estrella de neutrones.

Colapso y explosión

Cuando el colapso del núcleo de una estrella de gran masa es detenido por neutrones degenerados, el núcleo se salva de una mayor destrucción, pero resulta que el resto de la estrella literalmente estalla en pedazos. Así es como sucede.

El colapso que se produce cuando los electrones se absorben en los núcleos es muy rápido. En menos de un segundo, un núcleo con una masa de aproximadamente 1 METROsol, que originalmente era aproximadamente del tamaño de la Tierra, colapsa a un diámetro de menos de 20 kilómetros. La velocidad con la que el material cae hacia adentro alcanza un cuarto de la velocidad de la luz. El colapso se detiene solo cuando la densidad del núcleo excede la densidad de un núcleo atómico (que es la forma más densa de materia que conocemos). Una estrella de neutrones típica está tan comprimida que para duplicar su densidad, ¡tendríamos que exprimir a todas las personas del mundo en un solo terrón de azúcar! Esto nos daría el valor de un terrón de azúcar (el valor de un centímetro cúbico) de una estrella de neutrones.

El núcleo degenerado por neutrones resiste fuertemente una mayor compresión, deteniendo abruptamente el colapso. El impacto de la sacudida repentina inicia una onda de choque que comienza a propagarse hacia afuera. Sin embargo, este impacto por sí solo no es suficiente para crear una explosión estelar. La energía producida por la materia que fluye es rápidamente absorbida por los núcleos atómicos en las densas capas superpuestas de gas, donde descompone los núcleos en neutrones y protones individuales.

Nuestra comprensión de los procesos nucleares indica (como mencionamos anteriormente) que cada vez que un electrón y un protón en el núcleo de la estrella se fusionan para formar un neutrón, la fusión libera un neutrino. Estas partículas subatómicas fantasmales, introducidas en The Sun: A Nuclear Powerhouse, se llevan parte de la energía nuclear. Es su presencia la que lanza la desastrosa explosión final de la estrella. La energía total contenida en los neutrinos es enorme. En el segundo inicial de la explosión de la estrella, la potencia transportada por los neutrinos (10 46 vatios) es mayor que la potencia emitida por todas las estrellas en más de mil millones de galaxias.

Si bien los neutrinos normalmente no interactúan mucho con la materia ordinaria (anteriormente los acusamos de ser francamente antisociales), la materia cerca del centro de una estrella en colapso es tan densa que los neutrinos interactúan con ella hasta cierto punto. Depositan parte de esta energía en las capas de la estrella justo fuera del núcleo. Esta enorme y repentina entrada de energía invierte la caída de estas capas y las impulsa explosivamente hacia afuera. La mayor parte de la masa de la estrella (aparte de la que entró en la estrella de neutrones en el núcleo) se expulsa hacia el espacio. Como vimos anteriormente, tal explosión requiere una estrella de al menos 8 METROsol, y la estrella de neutrones puede tener una masa de como máximo 3 METROSol. En consecuencia, ¡al menos cinco veces la masa de nuestro Sol se expulsa al espacio en cada uno de estos eventos explosivos!

La explosión resultante se llama supernova (Figura 2). Cuando estas explosiones suceden cerca, pueden estar entre los eventos celestiales más espectaculares, como veremos en la siguiente sección. (En realidad, hay al menos dos tipos diferentes de explosiones de supernovas: el tipo que hemos estado describiendo, que es el colapso de una estrella masiva, se llama, por razones históricas, supernova de tipo II. Describiremos cómo difieren los tipos más adelante en este capítulo).

Cinco explosiones de supernovas en otras galaxias.

Figura 2. Las flechas en la fila superior de imágenes apuntan a las supernovas. La fila inferior muestra las galaxias anfitrionas antes o después de la explosión de las estrellas. Cada una de estas supernovas e explotó hace entre 3,5 y 10 mil millones de años. Tenga en cuenta que las supernovas cuando explotan por primera vez pueden ser tan brillantes como una galaxia entera. (crédito: modificación del trabajo de NASA, ESA y A. Riess (STScI))

La tabla resume la discusión hasta ahora sobre lo que les sucede a las estrellas y objetos subestelares de diferentes masas iniciales al final de sus vidas. Como gran parte de nuestro conocimiento científico, esta lista representa un informe de progreso: es lo mejor que podemos hacer con nuestros modelos y observaciones actuales. Los límites de masa correspondientes a varios resultados pueden cambiar algo a medida que se mejoran los modelos. Hay mucho que todavía no entendemos sobre los detalles de lo que sucede cuando mueren las estrellas.

El destino final de las estrellas y los objetos subestelares con diferentes masas
Masa inicial (Masa del Sol = 1) 1 Estado final al final de su vida
& lt 0.01 Planeta
0,01 hasta 0,08 Enana marrón
0,08 hasta 0,25 Enana blanca hecha principalmente de helio
0,25 hasta 8 Enana blanca compuesta principalmente de carbono y oxígeno.
8 a 10 Enana blanca hecha de oxígeno, neón y magnesio.
10 hasta 40 Explosión de supernova que deja una estrella de neutrones
& gt 40 Explosión de supernova que deja un agujero negro

La supernova da y la supernova quita

Después de la explosión de la supernova, la vida de una estrella masiva llega a su fin. Pero la muerte de cada estrella masiva es un evento importante en la historia de su galaxia. Los elementos acumulados por fusión durante la vida de la estrella ahora son "reciclados" en el espacio por la explosión, dejándolos disponibles para enriquecer el gas y el polvo que forman nuevas estrellas y planetas. Debido a que estos elementos pesados ​​expulsados ​​por las supernovas son críticos para la formación de planetas y el origen de la vida, es justo decir que sin la pérdida de masa de las supernovas y nebulosas planetarias, ni los autores ni los lectores de este libro existirían.

Pero la explosión de la supernova tiene una contribución más creativa que hacer, una a la que aludimos en Estrellas de la adolescencia a la vejez cuando preguntamos de dónde provenían los átomos de sus joyas. La explosión de la supernova produce una avalancha de neutrones energéticos que atraviesan el material en expansión. Estos neutrones pueden ser absorbidos por el hierro y otros núcleos donde pueden convertirse en protones. Por lo tanto, pueden acumular elementos que son más masivos que el hierro, posiblemente incluidos los favoritos terrestres como el oro, la plata y el uranio. Las supernovas (y, como veremos en breve, las fusiones explosivas de estrellas de neutrones) son los únicos candidatos que tenemos para lugares donde se pueden formar átomos más pesados. La próxima vez que use algunas joyas de oro (o le dé algunas a su amada), tenga en cuenta que esos átomos de oro se forjaron hace mucho tiempo en este tipo de explosiones celestiales.

Cuando las supernovas explotan, estos elementos (así como los que produjo la estrella durante tiempos más estables) se expulsan al gas existente entre las estrellas y se mezclan con él. Por lo tanto, las supernovas juegan un papel crucial en el enriquecimiento de su galaxia con elementos más pesados, permitiendo, entre otras cosas, que los elementos químicos que componen los planetas similares a la Tierra y los componentes básicos de la vida se vuelvan más comunes a medida que pasa el tiempo (Figura 3).

Kepler Supernova Remant.

También se cree que las supernovas son la fuente de muchas de las sustancias de alta energía rayo cósmico partículas discutidas en Rayos Cósmicos. Atrapadas por el campo magnético de la Galaxia, las partículas de las estrellas que explotaron continúan circulando alrededor de la vasta espiral de la Vía Láctea. Los científicos especulan que los rayos cósmicos de alta velocidad que golpean el material genético de los organismos terrestres durante miles de millones de años pueden haber contribuido a la constante mutaciones—Cambios sutiles en el código genético— que impulsan la evolución de la vida en nuestro planeta. De todas las formas que hemos mencionado, las supernovas han jugado un papel en el desarrollo de nuevas generaciones de estrellas, planetas y vida.

Pero las supernovas también tienen un lado oscuro. Supongamos que una forma de vida tiene la desgracia de desarrollarse alrededor de una estrella que se encuentra cerca de una estrella masiva destinada a convertirse en supernova. Esas formas de vida pueden verse extinguidas cuando la fuerte radiación y las partículas de alta energía de la explosión de la estrella vecina lleguen a su mundo. Si, como especulan algunos astrónomos, la vida puede desarrollarse en muchos planetas alrededor de estrellas longevas (de menor masa), entonces la idoneidad de esa vida propia estrella y el planeta puede no ser todo lo que importa para su evolución y supervivencia a largo plazo. Es posible que la vida se haya formado alrededor de una serie de estrellas agradablemente estables solo para desaparecer porque una estrella cercana masiva de repente se convirtió en supernova.Así como los niños nacidos en una zona de guerra pueden ser víctimas injustas de su violento vecindario, la vida demasiado cerca de una estrella que se convierte en supernova puede ser presa de haber nacido en el lugar equivocado en el momento equivocado.

¿Cuál es una distancia segura de una explosión de supernova? Mucho depende de la violencia de la explosión en particular, qué tipo de supernova es (ver La evolución de los sistemas estelares binarios) y qué nivel de destrucción estamos dispuestos a aceptar. Los cálculos sugieren que una supernova a menos de 50 años luz de distancia de nosotros ciertamente acabaría con toda la vida en la Tierra, y que incluso una supernova a 100 años luz de distancia tendría consecuencias drásticas para los niveles de radiación aquí. Una extinción menor de criaturas marinas hace unos 2 millones de años en la Tierra en realidad puede haber sido causada por una supernova a una distancia de unos 120 años luz.

La buena noticia es que actualmente no hay estrellas masivas que prometan convertirse en supernovas dentro de los 50 años luz del Sol. (Esto se debe en parte a que los tipos de estrellas masivas que se convierten en supernovas son en general bastante raros). La estrella masiva más cercana a nosotros, Spica (en la constelación de Virgo), está a unos 260 años luz de distancia, probablemente a una distancia segura, incluso si explotara como una supernova en un futuro próximo.

Gravedad extrema

En esta sección, se le presentaron algunos objetos muy densos. ¿Cómo te afectaría la gravedad de esos objetos? Recuerde que la fuerza de la gravedad, F, entre dos cuerpos se calcula como

dónde GRAMO es la constante gravitacional, 6.67 × 10 –11 Nm 2 / kg 2, METRO1 y METRO2 son las masas de los dos cuerpos, y R es su separación. Además, de la segunda ley de Newton,

dónde a es la aceleración de un cuerpo con masa METRO.

Así que consideremos la situación de una masa, digamos, usted, de pie sobre un cuerpo, como la Tierra o una enana blanca (donde suponemos que usará un traje espacial resistente al calor). Usted está METRO1 y el cuerpo sobre el que estás parado es METRO2. La distancia entre usted y el centro de gravedad del cuerpo en el que se encuentra es su radio, R. La fuerza ejercida sobre ti es

Resolviendo para a, la aceleración de la gravedad en ese mundo, obtenemos

Tenga en cuenta que hemos reemplazado el símbolo general de aceleración, a, con el símbolo que los científicos usan para la aceleración de la gravedad, gramo.

Digamos que una enana blanca en particular tiene la masa del Sol (2 × 10 30 kg) pero el radio de la Tierra (6,4 × 10 6 m). ¿Cuál es la aceleración de la gravedad en la superficie de la enana blanca?

Solución

La aceleración de la gravedad en la superficie de la enana blanca es

Compare esto con gramo en la superficie de la Tierra, que es de 9,8 m / s 2.

Compruebe su aprendizaje

¿Cuál es la aceleración de la gravedad en la superficie si la enana blanca tiene el doble de masa del Sol y solo la mitad del radio de la Tierra?

RESPUESTA:

Conceptos clave y resumen

En una estrella masiva, la fusión de hidrógeno en el núcleo es seguida por varias otras reacciones de fusión que involucran elementos más pesados. Justo antes de agotar todas las fuentes de energía, una estrella masiva tiene un núcleo de hierro rodeado de capas de silicio, azufre, oxígeno, neón, carbono, helio e hidrógeno. La fusión del hierro requiere energía (en lugar de liberarla). Si la masa del núcleo de hierro de una estrella supera el límite de Chandrasekhar (pero es inferior a 3 METROsol), el núcleo colapsa hasta que su densidad supera la de un núcleo atómico, formando una estrella de neutrones con un diámetro típico de 20 kilómetros. El núcleo rebota y transfiere energía hacia afuera, expulsando las capas externas de la estrella en una explosión de supernova de tipo II.

Notas al pie

    1 Las estrellas en los rangos de masa de 0.25–8 y 8–10 pueden producir más tarde un tipo de supernova diferente al que hemos discutido hasta ahora. Estos se tratan en La evolución de los sistemas estelares binarios.

Glosario


¿Qué cuatro eventos principales llevaron a la formación del sistema solar que conocemos hoy?

. En esencia, esta teoría establece que el Sol, los planetas y todos los demás. Clase 13: La Teoría Nebular del Origen del Sistema Solar. Cualquier modelo de formación del Sistema Solar debe explicar los siguientes hechos: 1. Todas las órbitas de los planetas son progradas (es decir, si se ven desde arriba del polo norte del Sol, todas giran en sentido contrario a las agujas del reloj).

En profundidad nuestro sistema solar - Exploratio del sistema solar de la NASA

  1. El sistema solar comenzó como una gran bola de gas y polvo hace unos 4.600 millones de años. Una vez que la mayor parte de ese gas colapsó sobre sí mismo para formar el Sol, el polvo comenzó a agruparse, creando pequeños meteoritos que chocaban entre sí y se pegaban creando meteoritos, que chocaban haciéndose más y más grandes creando planetoides que chocaban y se pegaban y fue moldeado por la gravedad.
  2. g el Sol, mientras que el resto se aplanó en un disco protoplanetario a partir del cual se formaron los planetas, lunas, asteroides y otros pequeños cuerpos del Sistema Solar.
  3. g hace unos 4.600 millones de años dentro de una concentración de polvo interestelar y gas hidrógeno llamada nube molecular. La nube se contrajo por su propia gravedad y nuestro proto-Sol se formó en el centro denso y caliente. El resto de la nube formó un disco giratorio llamado nebulosa solar.
  4. Explore el nacimiento de nuestro sistema solar. Resumen de la programación del tiempo de actividad. Para niños de 12 a 17 años y familias. Trabaje en grupos o en familia para colocar las tarjetas de eventos en una línea de tiempo de eventos que han ocurrido a lo largo de la historia de la Tierra y la Luna.

La hipótesis de la nebulosa solar describe la formación de nuestro sistema solar a partir de una nube de nebulosa hecha de una colección de polvo y gas. Se cree que el sol, los planetas, las lunas y los asteroides lo fueron. Video. Descripción general en video del sistema solar Cuatro características principales del sistema solar. Los cuerpos grandes del sistema solar tienen movimientos ordenados. Todos los planetas y la mayoría de los satélites tienen órbitas elípticas, a menudo casi circulares, en casi el mismo plano y giran en el mismo sentido (en sentido antihorario cuando se mira hacia abajo en el Polo Norte). La naturaleza predecible de las órbitas es tradicionalmente. Nuestro Sistema Solar se formó a partir de una nube de gas a mitad de camino hacia el borde del disco., a unos 25.000 años luz del centro, en la parte central del disco si lo cortaras longitudinalmente Lo que realmente sabemos sobre el origen del sistema solar. Según el escenario secular, la energía se convirtió gradualmente en materia a medida que el universo continuó expandiéndose después del Big Bang. Esa materia se acumuló y comenzaron a formarse los primeros átomos. Las primeras etapas del universo naturalista contenían solo energía. ¿Cuáles son las cuatro características clave de nuestro sistema solar que cualquier teoría de la formación del sistema solar debe poder explicar? Hay una gran cantidad de asteroides y cometas. Hay patrones claros en la rotación y las órbitas de los grandes cuerpos del sistema solar.

Si ve este mensaje, significa que tenemos problemas para cargar recursos externos en nuestro sitio web.. Este umbral hoy. Galería: Tierra y Sistema Solar. Práctica: Prueba: La Tierra y la formación de nuestro sistema solar. Siguiente lección. 4.1 — Cómo era la Tierra joven Cuatro estrellas locas que los astrónomos creen que realmente podrían existir. Sabemos que la Tierra y el sistema solar tienen aproximadamente 4.600 millones de años. Esta contracción gravitacional condujo a la formación de.

La Tierra no existía al comienzo del universo. De hecho, muy poco de lo que vemos en el cosmos hoy existía cuando el universo se formó hace unos 13.800 millones de años. Sin embargo, para llegar a la Tierra, es importante comenzar por el principio, cuando el universo era joven, Marte es uno de los cuerpos más explorados de nuestro sistema solar, y es el único planeta al que hemos enviado rovers para vagar por el paisaje alienígena. Dos vehículos de la NASA y un módulo de aterrizaje están explorando actualmente la superficie de Marte (y un módulo de aterrizaje chino aterrizará a finales de este año). Una flota internacional de ocho orbitadores están estudiando el Planeta Rojo desde arriba. Los escombros se acercan al sistema solar interior, donde chocan catastróficamente con la luna, la Tierra y los otros planetas (representación del artista en el extremo izquierdo). Hace 3.650 millones de años El sistema solar exterior se asienta en su configuración actual. Los impactos que dejaron en la luna ahora están proporcionando pistas sobre la historia del sistema solar. Otros planetas y lunas de nuestro sistema solar tienen atmósferas, pero ninguno de ellos podría albergar la vida tal como la conocemos.. Son demasiado densos (como en Venus) o no lo suficientemente densos (como en Marte), y ninguno de ellos tiene mucho oxígeno, el precioso gas que los animales terrestres necesitamos cada minuto.

Hoy sabemos que nuestro sistema solar es solo una pequeña parte del universo en su conjunto. Ni la Tierra ni el Sol están en el centro del universo. Sin embargo, el modelo heliocéntrico describe con precisión el sistema solar. En nuestra visión moderna del sistema solar, el Sol está en el centro, con los planetas moviéndose en órbitas elípticas alrededor del Sol. Nuestro sistema solar se formó hace casi 4.5 millones de años. La mejor teoría aceptada por la mayoría de los científicos y las teorías sobre la formación de nuestro sistema solar es la teoría del Big Bang. Según esta teoría, hace casi 4.500 millones de años, hubo una explosión en nuestro Sol y debido a esta explosión se separaron muchos segmentos del Sol. El proceso de impactos y colisiones en el sistema solar primitivo fue complejo y, aparentemente, a menudo aleatorio. El modelo de la nebulosa solar puede explicar muchas de las regularidades que encontramos en el sistema solar, pero las colisiones aleatorias de colecciones masivas de planetesimales podrían ser la razón de algunas excepciones a las reglas de comportamiento del sistema solar.

El origen del Sistema Solar Royal Museums Greenwic

¿Cómo sabemos la edad del sistema solar? -No podemos encontrar la edad de un planeta, pero podemos encontrar las edades de las rocas que lo componen. -Podemos determinar la edad de una roca mediante un análisis cuidadoso de las proporciones de varios átomos e isótopos dentro de la Formación i. Muchos científicos creen que nuestro sistema solar se formó a partir de una nube gigante de gas y polvo en rotación conocida como nebulosa solar. Cuando la nebulosa colapsó debido a su gravedad, giró más rápido y.

El sistema solar está envuelto por una enorme burbuja llamada heliosfera. Hecha de partículas cargadas generadas por el sol, la heliosfera protege a los planetas y otros objetos de la alta velocidad. . Casi perdemos la Tierra cuando un Marte.

Una cronología de todo lo que sabemos sobre los orígenes de nuestro universo. Desde el nacimiento del cosmos en el Big Bang hasta la formación de vida en la Tierra Tiempo Precámbrico (4567 a 542 mya) Hadean Eon (4567 a 4000 mya) - 4650 mya: Formación de condrulos en la Nebulosa Solar - 4567 mya: Formación de el Sol del Sistema Solar era sólo un 70% más brillante que en la actualidad. - 4500 mya: Formación de la Tierra. Formación de la Luna - 4450 millones de años: La Luna se acumula a partir de fragmentos de una colisión entre la Tierra y un planetoide. La órbita de la Luna está más allá de los 64.000 km del.

El material que Stardust devolvió puede datar de la formación del sistema solar. Los estudios científicos de las muestras están alterando nuestra comprensión del universo. Un descubrimiento importante es que los cometas ricos en hielo, los cuerpos más fríos y distantes del sistema solar, también contienen fragmentos de materiales. Muchas culturas antiguas y medievales creían que las estrellas y los planetas giraban alrededor de una Tierra fija.. Los complejos movimientos de los planetas, que a veces se mueven hacia atrás a través del cielo (movimiento retrógrado, que se muestra en la foto), llevaron a los astrónomos del Renacimiento a cuestionar esta teoría geocéntrica. Estos astrónomos descubrieron las leyes de la mecánica orbital, transformando la filosofía natural en.

Increíble historia de la formación del sistema solar - Astronomylover

  1. El joven sistema solar era un lugar volátil donde los planetas se formaban a partir de un disco protoplanetario. Innumerables eventos de impacto y colisiones destruyeron y crearon nuevos mundos. La última parte de este evento se conoce como el Cataclismo Lunar o el Bombardeo Pesado Tardío. Durante este tiempo, muchos de los restos que quedaron de la formación del.
  2. Esta investigación ilustra la importancia de modelar la formación planetaria para mejorar nuestra comprensión científica de la luna y su lugar en el sistema solar, dijo el subdirector del NLSI, Greg Schmidt. La hipótesis del impacto gigante ha sido una teoría ampliamente aceptada sobre cómo se formó el sistema Tierra-Luna.
  3. La hipótesis del impacto gigante, a veces llamada Big Splash, o Theia Impact, sugiere que la Luna se formó a partir de la eyección de una colisión entre la proto-Tierra y un planetesimal del tamaño de Marte, hace aproximadamente 4.500 millones de años, en el eón Hadeano. (alrededor de 20 a 100 millones de años después de la fusión del Sistema Solar). El cuerpo que choca a veces se llama Theia, del nombre del mítico.

Big History es una historia de origen como muchas otras. Pero, en lugar de estar arraigado en una cultura o geografía específica, Big History tiene como objetivo dar cuenta de todo lo que sabemos y lo que aún tenemos que descubrir. Los contribuyentes incluyen filósofos, científicos, eruditos, aventureros y estudiantes curiosos de todo tipo que tejen una historia de enorme escala La formación del sistema solar Lectura: Capítulo 9 ¥ Cuestionario n. ° 2 Hoy: Conferencia de 60 minutos, luego cuestionario de 20 minutos. ¥ La tarea # 1 se devolverá el jueves. Origen del Sistema Solar Nuestra teoría debe explicar los datos 1. Los grandes cuerpos del Sistema Solar tienen movimientos ordenados. 2. Hay dos tipos de planetas. Ðplaneta terrestre pequeño y rocoso El planeta más grande de nuestro sistema solar. explorar ¿Cómo es el clima en otros planetas? Cada uno de los planetas de nuestro sistema solar experimenta su propio clima único. explorar ¿Hay hielo en otros planetas? ¡Sí, hay hielo más allá de la Tierra! De hecho, se puede encontrar hielo en varios planetas y lunas de nuestro sistema solar. Con un radio de 2,106 millas, Marte es el séptimo planeta más grande de nuestro sistema solar y aproximadamente la mitad del diámetro de la Tierra. Su gravedad superficial es el 37,5 por ciento de la de la Tierra. 3: 2 Esto establece que el sistema solar se desarrolló a partir de una nube interestelar de polvo y gas, llamada nebulosa. Esta teoría explica mejor los objetos que encontramos actualmente en el Sistema Solar y la distribución de estos objetos. La Teoría Nebular habría comenzado con una nube de gas y polvo, probablemente sobrante de una supernova anterior.

Lección 2: El primer partido estadounidense Sistema: Una cronología documental de importantes Eventos (1787-1800) En esta lección, los estudiantes examinan los factores críticos que conducen al desarrollo de los federalistas y demócratas-republicanos y miran la línea de tiempo clave eventos y los problemas causaron las diferencias de opinión Haga un recorrido por el fascinante registro geológico dejado por los principales hitos en los 4.500 millones de años de la Tierra. Aquí, nos enfocamos en los eventos que dieron forma a la superficie del planeta, como gigante. La reforma protestante del siglo XVI cambió el cristianismo para siempre. Movidos a la acción por la corrupción y los abusos que vieron en la iglesia católica romana de la época, pastores y líderes visionarios como Martín Lutero y Juan Calvino encabezaron un movimiento que transformó el cristianismo y finalmente condujo al surgimiento de las denominaciones protestantes que existen hoy.

Formación del Sistema Solar - Cap.

Los opositores (antifederalistas) y partidarios (federalistas) de la nueva constitución comenzaron a fusionarse en facciones políticas. En Virginia, los antifederalistas dirigidos por Patrick Henry (1736-1799) derrotaron la elección de James Madison al Senado y lo obligaron a emprender una campaña para la Cámara de Representantes contra un antifederalista fuerte, James Monroe (1758-1831), más tarde el quinto presidente Al principio de la formación del sistema solar, los impactos grandes y frecuentes eran comunes para todos los planetas y lunas. Este período de fuertes bombardeos terminó hace unos 3.900 millones de años. Sin embargo, los impactos todavía ocurren en todo nuestro sistema solar, pero a un ritmo reducido. El cráter del meteorito se formó hace sólo 50.000 años Los científicos han tenido un gran desafío al intentar contar las estrellas en la galaxia Vía Láctea. El problema es que la Tierra y nuestro sistema solar están ubicados en uno de los brazos exteriores y no podemos tener una buena vista. Estamos a 25.000 años luz del centro de la galaxia y la mejor estimación que pueden hacer es alrededor de 100.000 millones de estrellas. Al salir a las estrellas, los astrónomos saben que al estudiar las variables de las cefeidas, la fluctuación en el brillo de ciertas estrellas, podemos calcular la distancia de la estrella a la Tierra. Cuanto más largo sea el período de fluctuación, más brillante será la estrella. Entonces, aunque una estrella puede parecer extremadamente tenue, si tuvo un período largo, en realidad debe ser una Formación extremadamente grande. Saturno se formó junto con el resto del sistema solar hace unos 4.500 millones de años. La gravedad juntó el gas y el polvo en remolino y así se creó el gigante gaseoso. Hace unos 4 mil millones de años, Saturno se instaló en su posición actual en el sistema solar exterior.

¿Cómo se formó el sistema solar? - Universo Toda

  • Se han descubierto formas de vida microbiana en la Tierra que pueden sobrevivir e incluso prosperar en temperaturas y presiones extremas, altas y bajas, y en condiciones de acidez, salinidad, alcalinidad y concentraciones de metales pesados ​​que se habrían considerado letales solo unos pocos años. atrás. Estos descubrimientos incluyen la amplia diversidad de vida cerca de los sistemas de ventilación hidrotermal del fondo del mar, donde algunos.
  • Los Nueve Planetas ha estado en línea desde 1994 y fue uno de los primeros sitios web multimedia que apareció en la World Wide Web. Realice un recorrido interactivo por el sistema solar o navegue por el sitio para encontrar información, hechos y datos fascinantes sobre nuestros planetas, el sistema solar y más allá.
  • Hace unos 4.600 millones de años, una nube gigante de polvo y gas conocida como la nebulosa solar colapsó sobre sí misma y comenzó a formar lo que eventualmente se convertiría en el sol y los planetas de nuestro sistema solar.

La formación del sistema solar

Exploración espacial - Exploración espacial - Hitos importantes: El primer satélite artificial de la Tierra, Sputnik 1, fue lanzado por la Unión Soviética el 4 de octubre de 1957. El primer ser humano en ir al espacio, Yuri Gagarin, fue lanzado nuevamente por la Unión Soviética. para un viaje de una órbita alrededor de la Tierra el 12 de abril de 1961. Dentro de los 10 años de ese primer vuelo humano, los astronautas estadounidenses caminaron sobre la superficie de. Gracias a la nave espacial New Horizons en 2015, ahora sabemos que Plutón tiene 1.473 millas (2.371 km) de ancho, menos de la mitad del ancho de los EE. UU. Ciertamente, su tamaño es mucho más pequeño que cualquier otro mayor. Se ha fechado que las rocas más antiguas de la Tierra tienen aproximadamente 4.400 millones de años, lo que se aproxima a la formación de la Tierra en el calendario cósmico solo 4 días después de la formación del Sistema Solar. 7 de septiembre: Hace 4.530 millones de años: Luna. Solo un día después de nosotros, nuestro leal satélite se formó y ha estado orbitando la Tierra desde entonces.

La científica de la NASA Jennifer Heldmann describe la teoría más popular de cómo se formó el sistema solar y la luna de la Tierra. A continuación, puede ver un breve video de cuatro minutos de su explicación de la teoría de la acreción, ver una simulación por computadora de la hipótesis o ver el video completo de 45 minutos grabado durante el evento Ask a Scientist en San Francisco, CA, el 7 de octubre. El alcance del sistema solar 2008 es un modelo del sistema solar, el cielo nocturno y el espacio exterior en tiempo real, con posiciones precisas de los objetos y muchos datos interesantes. Esperamos que te diviertas tanto explorando el universo con nuestra aplicación como nosotros mientras lo hacemos:

¿Qué eventos llevaron a la formación de la tierra? Socrati

  • Pero lo importante es esto. Aunque los ingresos estatales chinos fueron probablemente 100 veces mayores que los de Portugal, después de la década de 1430 los emperadores Ming tenían otras prioridades, y fueron los portugueses y otros países europeos los que abrieron el camino en la exploración.
  • Además, vemos evidencia en muchos lugares del sistema solar de que tales colisiones eran comunes al final de las etapas formativas del sistema solar. Esta teoría se analiza más adelante. Más sobre la teoría del impactador gigante. A mediados de la década de 1970, los científicos propusieron el escenario de impacto gigante para la formación de la Luna.
  • Pero tenemos que viajar mil veces más lejos aún, a través del golfo helado conocido como la nube de Oort, reliquias que quedan de la formación del sistema solar, antes de llegar a las estrellas más cercanas.
  • Los planetas de hoy le muestra dónde están los planetas ahora como una pantalla en vivo: un orrery en línea gratuito. En este mapa del sistema solar, puede ver las posiciones planetarias desde el 3000 a. C. hasta el 3000 d. C., y también ver cuándo cada planeta está retrógrado.
  • La teoría nebular es una explicación de la formación de los sistemas solares. La palabra nebulosa en latín significa nube y, según la explicación, las estrellas nacen de nubes de gas y polvo interestelares. La transición de una nube indiferenciada a un sistema estelar completo con planetas y lunas toma alrededor de 100 millones de años.
  • D que es necesaria para el crecimiento de los huesos. Los molinos de viento utilizan el sol para generar electricidad. Los molinos de viento transforman la energía eólica en energía eléctrica

Nebulosa solar, nube gaseosa a partir de la cual, en la denominada hipótesis nebular del origen del sistema solar, se forman el Sol y los planetas por condensación. El filósofo sueco Emanuel Swedenborg propuso en 1734 que los planetas se formaron a partir de una corteza nebular que había rodeado al Sol y luego se había roto. En 1755 el filósofo alemán Immanuel Kant sugirió que una nebulosa en rotación lenta. El concepto artístico de la nebulosa solar, un disco gigante de gas y polvo, que rodeaba al joven sol al principio de la historia del sistema solar. Ahora se cree que parte del agua de la Tierra también lo tiene.

Cualquier teoría exitosa debe tener en cuenta todo lo que sabemos sobre la Luna ahora, así como hacer predicciones sobre observaciones futuras. Hay tres teorías sobre cómo llegó a estar en su lugar la luna: que la luna salió de la corteza terrestre que la luna fue capturada por la tierra que la tierra y la luna formaron juntas a partir del nebul primordial Programa de exploración de exoplanetas ciencia de la NASA , oficina de tecnología y gestión de misiones para la exploración de exoplanetas. Los objetivos principales del programa, como se describe en el Plan Científico de la NASA de 2014, son descubrir planetas alrededor de otras estrellas, caracterizar sus propiedades e identificar planetas que podrían albergar vida. El presidente Carter anunció los paneles solares, argumentando que debemos equilibrar nuestra demanda de energía. con nuestros recursos que se reducen rápidamente. En 1980, el precio del petróleo subirá a 30 dólares el barril. Un fenómeno similar puede ocurrir en el universo moderno cuando dos galaxias chocan y desencadenan un estallido de estrellas, un aumento repentino en la tasa de formación de estrellas. Tales eventos son ahora bastante raros, pero algunos.

Diseño de página por Gregg Herres y William K. Hartmann Función de la PSI: Dos científicos senior de la PSI, el Dr. William K. Hartmann y el Dr. Donald R. Davis, fueron los primeros en sugerir la principal hipótesis moderna del origen de la luna, en un artículo publicado en 1975 en la revista Icarus. Copyright de la pintura William K. Hartmann El impacto gigante, como se muestra en una pintura de William K. Hartmann en th Marte es el hogar de la montaña más alta del sistema solar. Olympus Mons, un volcán en escudo, tiene 21 km de altura y 600 km de diámetro. A pesar de haberse formado durante miles de millones de años, la evidencia de los flujos de lava volcánica es tan reciente que muchos científicos creen que aún podría estar activa. Solo 18 misiones a Marte han tenido éxito. Cometas y asteroides. Obtenga más información sobre la amenaza a la civilización humana en nuestro informe especial. 1. Cometa Halley 2. Shoemaker Levy-9 3. Hyakutake 4. Hale Bopp 5. Cometa Borrelly 6. Cometa Encke 7 Tuvimos éxito, sin embargo, como sabemos por eventos recientes en Texas y California, este no es siempre el caso. El mayor temor de un operador es la incapacidad de mantener la energía encendida.

Los astrónomos han descubierto que la mayoría (aproximadamente la mitad o incluso el 85%) de los puntos brillantes que vemos en el cielo nocturno son estrellas múltiples: es decir, pares o tríos de estrellas (e incluso grupos más grandes) simplemente están tan lejos que solo ver un solo punto. Entonces, ¿es el Sol excepcional por ser una estrella única? Pero la verdad es posible que en el pasado no fuera así, y que el Sol realmente tuviera un socio En el evento Target y Star Wars Galactic Experience en 2016, la marca trabajó con la agencia de publicidad Deutsch para el evento público que contó con cuatro domos. con experiencias interactivas, fotografías de personajes, una tienda emergente y otras experiencias. Para un componente interactivo, los invitados podrían hacer sus propios adornos de Star Wars con la ayuda del maestro carpeta de origami Chris Alexander en el edificio de origami. Planetas del sistema solar. Artículos de astronomía sobre los ocho planetas, más los dos planetas enanos, Plutón y Eris. Excelentes fotografías de todo lo que hay en el sistema solar. Secuencia diaria actualizada en la que nuestro sistema solar se formó a partir de una nube interestelar gigante de gas y escombros. La etapa A muestra el colapso de la nube de gas, la etapa B muestra su aplanamiento y la etapa C muestra la secuencia que llevó a la formación de planetas. Adquirió una forma esférica B formó una protuberancia central C se hizo más grande en diámetro Se formó finalmente en un planeta

Formación y evolución del Sistema Solar - Wikipedi

El Sol y el sistema solar se formaron a partir de la compresión de un pequeño fragmento de esta nube gigante. Para saber más, consulte este artículo que detalla la formación del Sol. Aquí, nos centraremos en el disco protoplanetario, que rodeaba a esta protoestrella central, que finalmente se condensó para convertirse en nuestro sistema solar. El centro del disco se acreció para convertirse en el Sol, y las partículas en los anillos exteriores se convirtieron en grandes bolas de gas y fuego ardientes. líquido fundido que se enfría y se condensa para tomar forma sólida. Aproximadamente ... Dos mil fanáticos de Led Zeppelin destrozan el Boston Garden El 6 de enero de 1975, una multitud de más de 2.000 hace fila frente a Boston Garden para comprar boletos para la banda de rock Led Zeppelin Una importante salvaguarda de las libertades civiles que pronto fue ignorada por la Rey. Se basaba en estatutos y estatutos anteriores y afirmaba cuatro principios: sin impuestos sin el consentimiento del Parlamento, sin encarcelamiento sin causa, sin acuartelamientos de soldados sobre súbditos y sin ley marcial en tiempo de paz.

Formación del sistema solar: nacimiento del mundo

La imagen moderna esencial es que nuestro sistema solar está ubicado en el borde interior de un brazo en espiral, a unos 25.000 años luz del centro de la galaxia, que está en la dirección del. Colocar el Sol en el centro aporta cierta simetría y simplicidad al modelo del sistema solar. En el modelo de Ptolomeo, Mercurio y Venus son especiales porque giran alrededor de puntos vacíos entre la Tierra y el Sol. Copérnico tiene todos los planetas orbitando al Sol en el mismo sentido. Simplemente explica el hecho de que Mercurio y Venus siempre aparecen cerca del Sol y de este humilde comienzo surgiría el dispositivo que saber hoy como la solar panel. Russel Ohl, un inventor estadounidense en la nómina de Bell Laboratories, patentó el primer silicio del mundo solar celda en 1941. La invención de Ohl dirigió a la producción de la primera solar panel en 1954 por la misma empresa

Evolución de nuestro sistema solar

  • Nuestro sistema solar se puede encontrar actualmente en el espolón de Orión de uno de los brazos espirales de nuestra galaxia, situado a unos 25.000 años luz del núcleo central, pero después de la fusión, se espera que lo haga.
  • Ghana es el principal exportador de cacao del mundo y produce una décima parte del oro mundial. El 25% de la población está alfabetizada (lo que es alto en comparación con otras colonias en ese momento) y muchas lo han hecho.
  • Fechas, eventos e hitos importantes en la historia de Nueva York. Ofrece una cronología cronológica de fechas, eventos e hitos importantes en la historia de Nueva York. Cuando el primer explorador europeo llegó al puerto de Nueva York en 1524, la civilización nativa que se encuentra a orillas del Hudson era compleja y antigua.

Hipótesis de la nebulosa solar: definición y explicación

  • Dado que sus gases no han cambiado en cuatro mil millones de años, estudiar su composición es una forma de investigar la historia de nuestro sistema solar. Con la excepción de su núcleo sólido, el interior de Júpiter probablemente esté bien mezclado, lo que significa que la composición de su atmósfera exterior es probablemente una buena indicación de lo que hay más profundo en el planeta.
  • Sabemos que el CO 2 calienta el mundo, que las concentraciones de CO 2 se encuentran en niveles récord y que las temperaturas globales están aumentando. Pero, ¿cómo sabemos con certeza que los humanos son la causa? La respuesta está en la ciencia. El CO 2 producido a partir de combustibles fósiles tiene una firma única que lo diferencia del CO 2 producido a partir de otras fuentes.
  • Esta definición fue hecha por la Misión Kepler. Algunos autores sugieren además que el término se limite a planetas sin una atmósfera significativa, o planetas que no solo tienen atmósferas sino también superficies sólidas u océanos con un límite definido entre el líquido y la atmósfera, que los cuatro planetas gigantes del Sistema Solar no tienen.
  • CONCEPTOS CLAVE. Esta es la información científica básica que le ayudará a comprender los descubrimientos de Hubble. Aprenda sobre los diferentes tipos de luz, cómo los telescopios descomponen la luz para aprender sobre estrellas distantes y cómo se usa el color con los datos del Hubble para crear imágenes impresionantes e informativas

Herschel también tuvo muchos otros logros. Sus observaciones lo llevaron a los descubrimientos del planeta Urano, dos de sus lunas, así como dos lunas de Saturno. También fue el primero en darse cuenta de que el sistema solar se movía a través del espacio, y pudo estimar la dirección del movimiento de la NASA (de izquierda a derecha: Mercurio, Venus, Tierra y Marte) Los planetas interiores. Los cuatro planetas más internos del Sistema Solar (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) a veces se denominan planetas terrestres debido a su proximidad a la Tierra (Terra en latín) y su similitud como cuerpos sólidos compactos con superficies rocosas. Estos cuatro planetas se desarrollaron de pequeños granos de polvo que chocaban y se pegaban. La energía solar, consumida para generar electricidad o directamente como calor, representó alrededor del 9% de U.S. consumo de energía renovable en 2019 y tuvo el mayor crecimiento porcentual entre las fuentes renovables en 2019. Las células solares fotovoltaicas (FV), incluidos los paneles para techos, y las plantas de energía solar térmica utilizan la luz solar t

23 lugares en los que hemos encontrado agua en nuestro sistema solar Océanos, hielos, vapores: resulta que el sistema solar no está tan reseco. Examinamos las lunas y planetas donde los científicos están encontrando agua en todas sus formas Los cuatro cuerpos fuera de la órbita de Marte (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y el antiguo planeta Plutón) tienen densidades bajas porque en su mayoría están compuestos de gases y son llamados los planetas jovianos. Origen del Sistema Solar. Condensación original de la nebulosa solar del Sol alrededor de 6 mil millones de años ag eventos actuales Enseñando sobre el genocidio armenio con The New York Times. En esta lección, los estudiantes aprenderán sobre la decisión del presidente Biden de usar el término genocidio para describir el.


Colapso en una bola de neutrones

Cuando las reacciones nucleares se detienen, el núcleo de una estrella masiva está sostenido por electrones degenerados, al igual que una enana blanca. Para estrellas que comienzan su evolución con masas de al menos 10 METROsol, este núcleo probablemente esté hecho principalmente de hierro. (Para estrellas con masas iniciales en el rango de 8 a 10 METROsol, el núcleo probablemente esté hecho de oxígeno, neón y magnesio, porque la estrella nunca se calienta lo suficiente como para formar elementos tan pesados ​​como el hierro. La composición exacta de los núcleos de las estrellas en este rango de masas es muy difícil de determinar debido a las complejas características físicas en los núcleos, particularmente a las muy altas densidades y temperaturas involucradas). Nos centraremos en los núcleos de hierro más masivos en nuestra discusión. .

Si bien no se genera energía dentro del núcleo enano blanco de la estrella, todavía se produce la fusión en las capas que rodean el núcleo. Cuando las conchas terminan sus reacciones de fusión y dejan de producir energía, las cenizas de la última reacción caen sobre el núcleo de la enana blanca, aumentando su masa. Como muestra la Figura 23.2, una masa mayor significa un núcleo más pequeño. El núcleo puede contraerse porque incluso un gas degenerado sigue siendo en su mayor parte un espacio vacío. Los electrones y los núcleos atómicos son, después de todo, extremadamente pequeños. Los electrones y núcleos de un núcleo estelar pueden estar abarrotados en comparación con el aire de su habitación, pero todavía hay mucho espacio entre ellos.

Al principio, los electrones resisten que se apiñen más juntos, por lo que el núcleo se encoge solo una pequeña cantidad. Sin embargo, en última instancia, el núcleo de hierro alcanza una masa tan grande que incluso los electrones degenerados ya no pueden soportarlo. Cuando la densidad alcanza 4 × 10 11 g / cm 3 (400 mil millones de veces la densidad del agua), algunos electrones son realmente comprimidos en los núcleos atómicos, donde se combinan con los protones para formar neutrones y neutrinos. Esta transformación no es algo familiar en la vida cotidiana, pero se vuelve muy importante a medida que el núcleo de una estrella tan masiva colapsa.

Algunos de los electrones ahora se han ido, por lo que el núcleo ya no puede resistir la masa aplastante de las capas superpuestas de la estrella. El núcleo comienza a encogerse rápidamente. Ahora se empujan más y más electrones hacia los núcleos atómicos, que finalmente se saturan tanto de neutrones que no pueden retenerlos.

En este punto, los neutrones salen de los núcleos y pueden ejercer una nueva fuerza. Como ocurre con los electrones, resulta que los neutrones se resisten fuertemente a estar en el mismo lugar y moverse de la misma manera. La fuerza que puede ser ejercida por tales neutrones degenerados es mucho mayor que la producida por electrones degenerados, por lo que, a menos que el núcleo sea demasiado masivo, en última instancia pueden detener el colapso.

Esto significa que el núcleo que colapsa puede alcanzar un estado estable como una bola aplastada hecha principalmente de neutrones, que los astrónomos llaman estrella de neutrones. No tenemos un número exacto (un "límite de Chandrasekhar") para la masa máxima de una estrella de neutrones, pero los cálculos nos dicen que el límite de masa superior de un cuerpo hecho de neutrones podría ser solo alrededor de 3 METROsol. Entonces, si la masa del núcleo fuera mayor que esto, ni siquiera la degeneración de neutrones podría evitar que el núcleo colapsara aún más. La estrella moribunda debe terminar como algo aún más extremadamente comprimido, que hasta hace poco se creía que era solo un tipo posible de objeto: el estado de compactación final conocido como agujero negro (que es el tema de nuestro próximo capítulo). Esto se debe a que se creía que no existía ninguna fuerza que pudiera detener un colapso más allá de la etapa de estrella de neutrones.


Preguntas de revisión

1: ¿Cómo sabemos la edad del sol?

2: Explique cómo sabemos que la energía del Sol no proviene de la combustión química, como en los incendios aquí en la Tierra, ni de la contracción gravitacional (encogimiento).

3: ¿Cuál es la principal fuente de energía que hace brillar el sol?

4: ¿Cuáles son las fórmulas para los tres pasos de la cadena protón-protón?

5: ¿En qué se diferencia un neutrino de un neutrón? Enumere todas las formas que se le ocurran.

6: Describa con sus propias palabras lo que significa la afirmación de que el Sol está en equilibrio hidrostático.

7: Dos estudiantes de astronomía viajan a Dakota del Sur. Uno se para en la superficie de la Tierra y disfruta de un poco de sol. Al mismo tiempo, el otro desciende a una mina de oro donde se detectan neutrinos, llegando a tiempo para detectar la creación de un nuevo núcleo de argón radiactivo. Aunque el fotón de la superficie y los neutrinos de la mina llegan al mismo tiempo, han tenido historias muy diferentes. Describe las diferencias.

8: ¿Qué nos dicen las mediciones del número de neutrinos emitidos por el Sol sobre las condiciones en las profundidades del interior solar?

9: ¿Tienen masa los neutrinos? Describe cómo ha cambiado la respuesta a esta pregunta con el tiempo y por qué.

10: Los neutrinos producidos en el núcleo del Sol transportan energía a su exterior. ¿El mecanismo de este transporte de energía es conducción, convección o radiación?

11: ¿Qué condiciones se requieren antes de que la fusión de la cadena protón-protón pueda comenzar en el Sol?

12: Describe las dos formas principales en que la energía viaja a través del Sol.


10. La evidencia de que el agua fluye en Marte podría estar desapareciendo

En 2015, los investigadores anunciaron que habían encontrado evidencia de agua líquida en la superficie de Marte. Posteriormente, la NASA apoyó la afirmación de que las rayas oscuras en las laderas marcianas (llamadas líneas de pendiente recurrentes o RSL) podrían ser causadas por agua líquida mezclada con altos niveles de sal. La sal evitaría que el agua se congelara o se convirtiera instantáneamente en gas en la fina atmósfera marciana.

Pero desde entonces han surgido explicaciones alternativas para esas rayas oscuras, y en noviembre, un estudio se sumó a esa pila creciente. El nuevo trabajo sugirió que las rayas oscuras podrían ser riachuelos de arena, que fluyen por los lados de las dunas. Este es un fenómeno común en los llamados materiales granulares, como la arena. La NASA publicó un comunicado de prensa sobre el nuevo artículo, lo que implica que las conclusiones eran sólidas. Pero la historia concluyó con los autores de la nueva investigación señalando que una decisión definitiva sobre la naturaleza de las rayas oscuras probablemente requeriría el estudio directo de una muestra de las RSL, algo que parece poco probable que suceda pronto. [Historia completa: las extrañas rayas oscuras en Marte pueden no ser agua corriente después de todo]


Ver el vídeo: What If Earth Was As Big As the Sun? (Mayo 2022).