Conferencia sobre la beca de arcilla: Evolución química de las galaxias
Aparte de trazas de litio y berilio, los únicos elementos presentes en el Universo inmediatamente después del Big Bang eran el hidrógeno y el helio. El resto de los elementos químicos (lo que los astrónomos denominan metales) se han producido desde entonces mediante reacciones nucleares en las estrellas.
Aunque las estrellas producen metales en sus núcleos a lo largo de su vida, sólo una pequeña fracción de estos metales escapa durante este periodo (a través de vientos estelares o pulsaciones térmicas) para incorporarse a nuevas estrellas. En cambio, la mayoría de los metales que observamos en el Universo han sido producidos y dispersados por las titánicas explosiones que marcan el final de muchas estrellas: las explosiones de supernova.
Las investigaciones modernas han demostrado que los distintos tipos de supernovas producen elementos diferentes. Una supernova de tipo II (la explosión de una estrella masiva) producirá principalmente metales ligeros como el carbono y el oxígeno. En cambio, una supernova de tipo Ia (la explosión de una estrella enana blanca en un sistema binario) producirá principalmente metales pesados como el hierro y el níquel.
EVOLUCIÓN QUÍMICA DE LAS REGIONES DE FORMACIÓN ESTELAR
El Debate Faraday 133 tuvo lugar en la Abadía de St Jacut, St Jacut de la Mer, Bretaña, Francia, del 24 al 26 de abril de 2006. Era la cuarta vez que se celebraba un debate fuera del Reino Unido. La reunión se centró en las recientes observaciones astronómicas de moléculas en diversas regiones y épocas del Universo, y en la descripción de los procesos que determinan la química. Estos procesos incluyen los intercambios neutros en fase gaseosa y las reacciones entre iones y moléculas, las reacciones superficiales en los granos de polvo y el procesamiento radiativo de los hielos sucios.
¿ES LA EVOLUCIÓN QUÍMICA DARWINIANA?
¿Qué procesos físicos han conformado las abundancias de todos los elementos del Universo? ¿Qué impulsa la evolución de estas abundancias? Este curso avanzado de maestría abarcará este tema de forma exhaustiva, tanto desde una perspectiva observacional como teórica. Exploraremos la cosmología de fondo, la nucleosíntesis primordial, la estructura estelar, la nucleosíntesis y la evolución, los procesos de captura de neutrones y los fundamentos de los modelos de evolución química galáctica. Aunque no es estrictamente necesario, es definitivamente útil conocer los contenidos de las dos partes del curso de introducción a la astronomía de B.Sc. El idioma del curso es el inglés.
En directo desde NOIRLab @ Hawai’i: La edad y la evolución química
Las primeras estrellas se formaron a partir del gas primordial de sólo hidrógeno y helio que quedó tras el Big Bang. Las generaciones posteriores de estrellas se formaron a partir de gas enriquecido en metales que se forjaron previamente en los núcleos de las primeras estrellas. Este proceso de producción de elementos y enriquecimiento del gas circundante se denomina evolución química. Entre las segundas y posteriores generaciones de estrellas se encontraban las de baja masa y larga vida, lo que hace que aún hoy sean observables. Esto permite a los astrónomos estudiar cómo se crearon los elementos a lo largo del tiempo cósmico.