¿Cómo crea una estrella elementos pesados?

La gran mayoría de la vida de una estrella se gasta en la secuencia principal, en la que todo lo que sucede es que el hidrógeno se convierte en helio. No hay elementos pesados ​​para hablar.

Es cuando una estrella “muere”, es decir, se queda sin H y deja la secuencia principal, que se crean elementos pesados.

A medida que la parte central de la estrella se derrumba sobre el núcleo de “ceniza” de Helio, el Helio se vuelve lo suficientemente denso como para fusionarse. Dos átomos de helio pueden fusionarse para formar berilio, que agrega un átomo de helio para formar carbono. El carbono es bastante estable, por lo que se encuentran muchas enanas blancas de carbono.

Pero incluso el carbono, cuando se comprime lo suficiente, puede agregar un átomo de helio para formar oxígeno. Todos estos procesos de fusión liberan algo de energía que proviene de la energía de unión del núcleo.

La fusión continúa liberando energía y, por lo tanto, los átomos continúan fusionándose, hasta llegar al hierro. El hierro tiene la energía de unión más baja de cualquier núcleo: no hay forma de extraer más energía. Entonces es cuando termina el tren de salsa.

Cualquier cosa más allá del hierro solo se forma en supernovas, donde las condiciones extremas pueden formar elementos más pesados ​​a través de la captura de neutrones, en oposición a la fusión.

La mayoría de los elementos pesados ​​se producen en las últimas etapas de la vida de una estrella, y algunos de los más pesados ​​solo se producen cuando una estrella ‘muere’.

Durante la mayor parte de la vida de una estrella, solo convertirá hidrógeno en helio. En algún momento la estrella se quedará sin hidrógeno. En ese punto, la cantidad de energía producida en el núcleo disminuirá y la estrella comenzará a contraerse. Una vez que el núcleo alcanza una temperatura suficientemente alta, comenzará a fusionar helio en carbono (ver nucleosíntesis estelar). En ese punto, la estrella comienza a convertirse en un gigante rojo. En una serie de etapas, luego fusionará carbono, y luego neón, oxígeno y silicio.

Las estrellas sin suficiente masa solo alcanzarán algunas de estas etapas antes de convertirse en una enana blanca rodeada por una nebulosa planetaria (que contendrá los elementos pesados ​​que ha creado).

Las estrellas más masivas eventualmente comenzarán a producir hierro, momento en el que ya no podrán producir la energía requerida para mantener el proceso de fusión. El núcleo de la estrella colapsará bajo su propia gravedad en un proceso llamado Supernova. El calor extremo durante esa explosión es suficiente para fusionar parte del hierro en elementos más pesados, hasta el uranio. Estos se extienden y forman una nebulosa llamada remanente de supernova. Contiene el material para formar nuevos sistemas estelares.

Cuando una estrella particularmente pesada ha terminado de triturar hidrógeno, helio, litio, berilio, boro, carbono, nitrógeno, oxígeno, flúor, neón, sodio, magnesio, aluminio (i) um, silicio, fósforo, azufre, cloro, argón, potasio, calcio, escandio, titanio, vanadio, cromo y manganeso; llega a un escollo!

¡El hierro es una fusión que consume más energía de la que produce!

En ese punto, la fuerza externa de la fusión atómica se detiene, dando paso a la fuerza abrumadora de la gravedad.

La estrella fusiona rápidamente el manganeso en hierro y el hierro en cobalto, luego en níquel, y así sucesivamente en un apocalíptico, incluso conocido como supernova, dejando atrás una enana blanca o una estrella de neutrones. Si la estrella es lo suficientemente grande, puede formar un agujero negro después de su nova, ¡e incluso las estrellas más grandes pueden sufrir una hipernova, empequeñeciendo la producción de energía galáctica, formando elementos tan pesados ​​como el uranio y más allá!

Es una gran cantidad de elementos crujientes y expulsión de materiales.

Hasta el hierro y el níquel son simples reacciones de fusión, en procesos bien conocidos. Google nucleosíntesis estelar.

Por encima de eso, necesitas un entorno rico en neutrones. Los neutrones, por supuesto, se unen a los protones repelentes a través de interacciones quark. Hay varios candidatos para tales entornos, las explosiones de supernovas estelares son una, pero se ha sugerido que la importancia de los objetos superpesados ​​puede haberse subestimado en la creación de entornos ricos en neutrones.