en una de las capas interiores del sol cuando el helio se transforma en carbono?
Conozco la del hidrogeno en helio, pero no la del helio en carbono....
Gracias por la colaboración.
2006-12-23 07:26:07 · 7 respuestas · pregunta de Anonymous en Ciencias y matemáticas ➔ Astronomía
Lo que pido, por favor, es la reacción de transmutación que se da.
2006-12-23 07:41:18 · update #1
4He + 4He ↔ 8Be
8Be + 4He ↔ 12C + γ + 7.367 MeV
Se llama proceso triple-alfa, para más señas ver:
http://en.wikipedia.org/wiki/Triple-alpha_process
La wikipedia es genial!!
2006-12-24 04:24:25 · answer #1 · answered by Anonymous · 2⤊ 0⤋
La segunda respuesta es posiblemente la correcta.
Una estrella genera la transmutación de hidrógeno en helio en el centro de ella, en su núcleo. Cuando el primero de los combustibles nombrados se agota, este balance se perturba, la presión de los gases baja en contraparte al aumento de la fuerza de gravedad. Así, el centro de la estrella se contrae, se presiona al núcleo y se libera energía gravitatoria que calienta los gases, proviniendo, por un corto tiempo, una nueva estabilidad transitoria para el astro.
Pero esta fusión no es tan eficiente como la de hidrógeno
2006-12-23 13:35:04 · answer #2 · answered by El Jockey Perdido 6 · 1⤊ 2⤋
¿Cómo funciona una estrella?
Una estrella sobrevive inicialmente a base de fusionar hidrógeno en helio. El hidrógeno al que nos referimos es 1H, es decir, protio. El helio formado por fusión del protio tiene un núcleo con dos protones y dos neutrones, y es por tanto 4He. Hay varias reacciones de fusión que pueden permitir la formación de He a partir de H. La que funciona a temperaturas más bajas, y debería ser por tanto fundamental en una estrella relativamente pequeña y con una masa fundamental de hidrógeno como la que hemos hecho nacer, es la cadena protón-protón. Se puede explicar esta cadena con más comodidad usando ecuaciones. Recordemos que 1H representa el protio, el isótopo más abundante del hidrógeno; 2H el deuterio, un isótopo del hidrógeno con número másico 2; 3He y 4He representan dos isótopos del helio, el helio 3 y el helio 4; e+ es un positrón, la antipartícula del electrón; n un neutrino, una partícula sin carga, con una masa mínima y casi indetectable, y g representa un fotón, una partícula que se mueve a la velocidad de la luz y que es de alguna manera la energía generada en la reacción.
La cadena protón-protón es inicialmente, la fuente primaria de energía de una estrella en la secuencia principal, es decir, en la etapa en que fusiona hidrógeno para vivir. Para poder llevarse a cabo, requiere temperaturas en torno a los 10.000.000 ºC. En la primera reacción, dos núcleos de hidrógeno, dos protones, se combinan dando 2H, deuterio:
1H + 1H 2H + e+ + n (ec. 1)
Como sabemos, el deuterio requiere menos energía para fusionarse. En la estrella ya no queda prácticamente deuterio, porque la mayor parte se fusionó en la etapa de protoestrella. De hecho, la segunda reacción de la cadena protón-protón es la misma que hemos visto durante el nacimiento:
2H + 1H 3He + g (ec. 2)
El 3He generado puede reaccionar con otro núcleo de 3He para dar 4He, que es el subproducto principal de todas las reacciones de fusión en la secuencia principal:
3He + 3He 1H + 1H + 4He (ec. 3)
Si combinamos las ecuaciones 1 y 2 (para equipararlas a ecuaciones matemáticas, basta con considerar la flecha de reacción como un signo igual) observaremos que los dos primeros procesos son equivalentes a considerar la fusión de tres protones en un núcleo de 3He:
3 1H 3He + e+ + n + g (ec. 4)
La suma de las ecuaciones 4 y 3 (multiplicando la ecuación 4 por 2) nos proporciona la ecuación global de la cadena protón-protón:
4 1H 4He + 2 e+ + 2 n + 2 g (ec. 5)
En la cadena protón-protón se generan, a partir de cuatro protones, dos positrones, dos neutrinos, dos fotones y el 4He . Sin embargo, si la fusión de dos núcleos es difícil por los problemas que ya hemos visto, reunir cuatro núcleos en el momento y lugar adecuados es aún más difícil. El 2H y el 3He juegan el papel de intermedios en la cadena de fusión.
Podemos plantearnos ahora donde van esos positrones. Los positrones son las antipartículas de los electrones, es decir, electrones con carga positiva, no negativa. Los electrones y los positrones se aniquilan mutuamente cuando se encuentran dando un fotón de radiación gamma, lo que representa aún más energía. Este proceso ocurre siempre que la materia y la antimateria se encuentran. Los neutrinos, partículas muy elusivas, escapan de la estrella. Es decir, todo se conjuga para dar energía.
Una estrella puede pasar miles de millones de años fusionando hidrógeno en helio. El tiempo que pase haciéndolo, y siguiendo la secuencia principal, depende sobre todo de su propia masa. Cuanta más masa tiene una estrella, más juega la gravedad en su contra, y más energía se ve obligada a generar por fusión para evitar ser aplastada. Cuanto más energía genera, más brilla y mayor es su temperatura. Una estrella pequeña, más modesta, no tiene que generar tanta energía para combatir la gravedad, pero su brillo es también pequeño, y su temperatura superficial baja (nuestro sol tiene una temperatura superficial de unos 5.800 K, unos 6.000 ºC). ¿Qué estrella permanecerá más tiempo en la secuencia principal, una muy masiva, que por una parte gasta más energía pero tiene más materia que fusionar, o una pequeña, con menos materia pero menor consumo de energía? La respuesta es que una estrella modesta, con poca masa, resiste más tiempo en la secuencia principal. Aunque una estrella más brillante tenga más combustible, lo quemará mucho antes. Bienaventurados los modestos...
Sin embargo, una estrella más brillante y caliente dispone de otro mecanismo para fusionar hidrógeno en helio. Éste fue el primer ciclo de fusión propuesto, en 1934, por Bethe. Requiere la presencia de al menos un catalizador. Esto es, un elemento que aunque globalmente no aparece en las ecuaciones, y no parece ser imprescindible, ayuda a llevar a cabo las reacciones de fusión, algo similar a lo que ocurre en la cadena protón-protón con el 2H y el 3He. Sin embargo, a diferencia de lo que ocurría en la cadena protón-protón, éste ciclo requiere la presencia inicial de un catalizador, mientras que allí el 2H y el 3He se iban generando in situ. El ciclo de Bethe recibe el nombre de ciclo del carbono, precisamente porque éste es el elemento necesario, aunque en el ciclo se generan nitrógeno (N) y oxígeno (O) que pueden funcionar también como catalizadores.
¿Puede funcionar en una estrella como la nuestra, sin C, N ni elementos pesados el ciclo del carbono? En principio, no. Según lo que hemos visto, esta estrella no incorpora en su composición ninguno de esos elementos... que son catalizadores imprescindibles para el ciclo. Y además, la temperatura puede que no sea lo bastante alta: se necesitan de 20 a 30.000.000 ºC para que el ciclo del carbono entre en acción. Este ciclo funciona sólo en estrellas muy calientes y que disponen de carbono en su composición. Si la estrella cumple esos requisitos, es posible que la fusión se realize siguiendo el ciclo del carbono. Y además, la cadena protón-protón y el ciclo del carbono pueden convivir felizmente: no son mutuamente excluyentes.
¿En qué consiste el ciclo del carbono? Se trata de una serie de reacciones donde el carbono y otros elementos se van generando cíclicamente y actúan como base para proveer la fusión del hidrógeno en helio. Inicialmente, un isótopo del carbono, el 12C, con seis protones y seis neutrones, actúa como iniciador del ciclo ganando un protón:
12C + 1H 13N + g (ec. 6)
El 13N es un isótopo inestable que se transforma en 13C. Es decir, tenemos un isótopo del carbono inicial:
13N 13C + e+ + n (ec. 7)
El resultado de las dos primeras etapas es que el 12C inicial se ha transformado en un isótopo, 13C, que se fusiona con otro protón:
13C + 1H 14N + g (ec. 8)
Ahora, el 14N se fusiona a su vez con un protón:
14N + 1H 15O + g (ec. 9)
El 15O, al igual que el 13N, es inestable y se destruye de manera similar:
15O 15N + e+ + n (ec. 10)
Por último, el 15N gana el cuarto protón del ciclo para dar el ansiado 4He y más energía, regenerándose además el 12C con el que empezamos:
15N + 1H 12C + 4He + g (ec. 11)
La ecuación global del ciclo arroja un balance similar al de la cadena protón-protón. Cuatro protones se combinan, usando intermedios, para dar 4He; fotones (es decir, energía); positrones, que se aniquilan con electrones para dar más energía y los inevitables neutrinos:
4 1H 4He + 2 e+ + 2 n + 4 g (ec. 12)
Este ciclo, insistamos una vez más, funciona sólo en estrellas que incorporen carbono en su composición. Las estrellas en cuya composición entra el carbono son de 2ª generación, como el Sol, las llamadas estrellas de población I. Las estrellas de 1ª generación o población II no permanecen en la secuencia principal usando esta ruta, sino fusionando hidrógeno por la cadena protón-protón.
Las estrellas más masivas que han quemado su hidrógeno nuclear pueden seguir fusionando elementos más pesados, pero ya no están en la secuencia principal, es decir, tienen sus días contados. De hecho, las estrellas envejecidas sí fusionan hidrógeno, pero ya no en el núcleo, sino en una capa en torno al mismo, mientras que en éste se fusiona helio. LLega un momento en que el helio también se acaba en el núcleo y empieza a quemarse en una capa (y por encima se sigue quemando hidrógeno en otra), mientras se procede a la quema de elementos más pesados en el núcleo. Lo que se tiene a la larga es una estructura en capas de cebolla muy inestable, porque la fusión en capa favorece la alimentación de las capas inferiores con combustible de refresco, pero a la vez favorece la expansión de la capa como un todo, aligerando la presión de las capas inferiores. Cuando la estrella llega a la fusión de hierro en el núcleo se produce una explosión SN.
Espero que te sirva. Feliz Navidad.
2006-12-23 07:58:03 · answer #3 · answered by GS 4 · 1⤊ 3⤋
El modelo del universo primitivo en que se basa la gran explosión es sencillísimo, el universo incipiente carecía de partículas elementales, y es relativo y viene de la bola de fuego elemental, que engendró núcleos atómicos de hidrógeno y hélio, y su abundancia nos desentraña la naturaleza de la materia oscura del cosmos.hace veinte mil millones de años o menos, todo estaba mucho más denso y junto y más caliente que el centro del Sol, portones y neutrones se cocinaban entre sí, los protones eran más abundantes que los neutrones y se enfriaban antes.
Todo parecía un Horno primordial a 1000 millones de grados, y los protones y neutrones formaban Núcleos, hacían parejitas, y se volvían a juntar por grupitos, con el helio primordial la densidad era pequeña así los neutrones se incorporaron al Helio y los protones no podían juntarse por su repulsión eléctrica y a causa del número limitado de neutrones en la bola de fuego primordial seis de cada siete protones siguieron siendo núcleos aislados del hidrógeno..
Por eso el modelo de la gran explosión predice que 3/4 partes son de hidrógeno y una de helio.
Los deutorones formaron litio que es parte del helio , los fotones es energía de la explosión y la radiación cósmica, al deuterio es un combustible a medio consumir, y al formarse las estrellas persiste la combustión nuclear en la que el deuterio se convierte en helio, o en elementos pesados y nosotros vivimos esperando la luz y desde la luz a Dios y desde Dios a la resurrección y desde aquí a las cuerdecillas y desde aquí haremos viajes solares alrededor del mundillo éste.that´s is all friends, esto es todo amigos
un saludo navideñó
2006-12-23 08:17:07 · answer #4 · answered by Fora Aranda de Duero Villaba 7 · 0⤊ 3⤋
Reacionarían al menos 3 atómos de helio ( 2 protones y 2 neutrones ) para formar un atomo de carbono( seis protones y seis neutrones ).
2006-12-23 07:38:21 · answer #5 · answered by Mas Sabe el Diablo por viejo que 7 · 0⤊ 3⤋
feliz navidad.
2006-12-23 07:46:22 · answer #6 · answered by DAN 4 · 0⤊ 5⤋
AYY QUE LASSTIMA QUE NO TE PUEDO AYUDAR, PERDON
2006-12-23 07:37:28 · answer #7 · answered by Anonymous · 0⤊ 5⤋