Nos centraremos en las estrellas vivas que son las que fusionan núcleos átomicos para producir luz y calor, exceptuamos a las estrellas marrones que pueden fusionar el del isótopo del hidrógeno deuterio de una forma limitada y no se consideran estrellas.
Una estrella es por tanto una bola de plasma y gas. El plasma es una especie de gas en el cual debido a su elevada temperatura los átomos han adquirido grandes velocidades y se han desprendido de todos o parte de sus electrones. El plasma se le considera el cuarto estado de la materia y es una especie de sopa de núcleos atómicos.
Podría parecer que estos astros son muy lejanos y puntuales en los telescopios incluso potentes. Pero a la vuelta de la esquina gozamos de una, que es el soporte de la vida en la Tierra. Está claro, nuestro Sol.
Betelgeuse es una estrella supergigante al final de su vida. La temperatura en su superficie apenas llega a 3000º C
Mientras en los núcleos estelares las temperaturas se miden en millones de grados Kelvin. En el exterior en la fotosfera, varía entre unos 2500º K y 30000º K. La temperatura marca la curva de potencia de la estrella, alcanzando picos en el infrarrojo (estrellas rojizas y frías), en el ultravioleta (azuladas y masivas) o verdeamarillentas como nuestro Sol. Las estrellas rojizas son menos enérgéticas por unidad de superficie pero a pesar de todo a veces lo suplen con descomunales tamaños y por tanto superficies, (gigantes y supergigantes rojas).
Existe una ley que relaciona la temperatura con la cuarta potencia de la luz emitida. Por lo tanto si el Sol tuviera una temperatura fotosférica doble, unos 11600º K, su luminosidad se multiplicaría por la cuarta potencia de 2, o sea 16.
Una estrella es un cuerpo en equilibrio dinámico entre la gravedad y la presión de radiación de la energía que emerge de su núcleo. Si por alguna razón el Sol se encogiera un poco, aumentaría la producción energética por fusión al calentarse el núcleo y la presión radiativa se incrementaría con lo que se llegaría a un nuevo equilibrio. Aunque tal cosa sucede en las estrellas normales lentamente y a pequeña escala, excepto en las estrellas inestables como las pulsantes por ejemplo, las cefeidas, que experimentan un equilibrio cíclico y cambian su tamaño color y luminosidad periódicamente. Al aumentar la presión radiativa por una mayor producción energética la estrella evoluciona, tendiendo a hincharse y aparecer más roja.
La fuente de energía del Sol fue un enigma para los científicos hasta el siglo XX. Se propuso la caida masiva de meteoritos, la combustión del carbón o del petróleo apenas durarían unos siglos y la contracción gravitatoria tampoco parecía funcionar, dado que la edad estimada del sol excedía con mucho la capacidad de todas estas fuentes energéticas.
El núcleo de una estrella es una sopa de núcleos atómicos moviendose a altísima velocidad (más velocidad es sinónimo de más temperatura. Los núcleos cargados positivamente se repelen pero la velocidad es tan alta que al final se llega a un punto crítico en el que chocan los núcleos entre si, y la repulsión ya se muestra incapaz de frenar la enorme energía cinética de dichos núcleos, de modo que entra en juego otra fuerza fundamental de la naturaleza llamada interacción fuerte sólo efectiva a muy cortas distancias. El resultado es que los núcleos se fusionan en núcleos más complejos.
Entre la suma de la masa de los núcleos atómicos que se fusionan, por ejemplo protones y la suma de el núcleo del resultado de la fusión pongamos helio, existe un defecto o perdida de masa. La masa perdida se transforma en energía, como nos predecía Einstein con su famosa ecuación e=mc^2. Con lo que todas las estrellas pierden masa a lo largo de su vida.
Por ejemplo, en el Sol cada segundo se fusionan 600,000 millones de toneladas de hidrógeno para producir 596,000 millones de toneladas de helio, con lo que se pierden 4 millones de toneladas de masa por segundo transformadas en energía pura. La pérdida de hidrógeno, el aumento del helio y el cambio de composición que va resultando resulta determinante en la evolución estelar de nuestro Sol y de las demás estrellas.
Una estrella es por tanto una bola de plasma y gas. El plasma es una especie de gas en el cual debido a su elevada temperatura los átomos han adquirido grandes velocidades y se han desprendido de todos o parte de sus electrones. El plasma se le considera el cuarto estado de la materia y es una especie de sopa de núcleos atómicos.
Podría parecer que estos astros son muy lejanos y puntuales en los telescopios incluso potentes. Pero a la vuelta de la esquina gozamos de una, que es el soporte de la vida en la Tierra. Está claro, nuestro Sol.
Betelgeuse es una estrella supergigante al final de su vida. La temperatura en su superficie apenas llega a 3000º CMientras en los núcleos estelares las temperaturas se miden en millones de grados Kelvin. En el exterior en la fotosfera, varía entre unos 2500º K y 30000º K. La temperatura marca la curva de potencia de la estrella, alcanzando picos en el infrarrojo (estrellas rojizas y frías), en el ultravioleta (azuladas y masivas) o verdeamarillentas como nuestro Sol. Las estrellas rojizas son menos enérgéticas por unidad de superficie pero a pesar de todo a veces lo suplen con descomunales tamaños y por tanto superficies, (gigantes y supergigantes rojas).
Existe una ley que relaciona la temperatura con la cuarta potencia de la luz emitida. Por lo tanto si el Sol tuviera una temperatura fotosférica doble, unos 11600º K, su luminosidad se multiplicaría por la cuarta potencia de 2, o sea 16.
Una estrella es un cuerpo en equilibrio dinámico entre la gravedad y la presión de radiación de la energía que emerge de su núcleo. Si por alguna razón el Sol se encogiera un poco, aumentaría la producción energética por fusión al calentarse el núcleo y la presión radiativa se incrementaría con lo que se llegaría a un nuevo equilibrio. Aunque tal cosa sucede en las estrellas normales lentamente y a pequeña escala, excepto en las estrellas inestables como las pulsantes por ejemplo, las cefeidas, que experimentan un equilibrio cíclico y cambian su tamaño color y luminosidad periódicamente. Al aumentar la presión radiativa por una mayor producción energética la estrella evoluciona, tendiendo a hincharse y aparecer más roja.
La fuente de energía del Sol fue un enigma para los científicos hasta el siglo XX. Se propuso la caida masiva de meteoritos, la combustión del carbón o del petróleo apenas durarían unos siglos y la contracción gravitatoria tampoco parecía funcionar, dado que la edad estimada del sol excedía con mucho la capacidad de todas estas fuentes energéticas.
El núcleo de una estrella es una sopa de núcleos atómicos moviendose a altísima velocidad (más velocidad es sinónimo de más temperatura. Los núcleos cargados positivamente se repelen pero la velocidad es tan alta que al final se llega a un punto crítico en el que chocan los núcleos entre si, y la repulsión ya se muestra incapaz de frenar la enorme energía cinética de dichos núcleos, de modo que entra en juego otra fuerza fundamental de la naturaleza llamada interacción fuerte sólo efectiva a muy cortas distancias. El resultado es que los núcleos se fusionan en núcleos más complejos.
Entre la suma de la masa de los núcleos atómicos que se fusionan, por ejemplo protones y la suma de el núcleo del resultado de la fusión pongamos helio, existe un defecto o perdida de masa. La masa perdida se transforma en energía, como nos predecía Einstein con su famosa ecuación e=mc^2. Con lo que todas las estrellas pierden masa a lo largo de su vida.
Por ejemplo, en el Sol cada segundo se fusionan 600,000 millones de toneladas de hidrógeno para producir 596,000 millones de toneladas de helio, con lo que se pierden 4 millones de toneladas de masa por segundo transformadas en energía pura. La pérdida de hidrógeno, el aumento del helio y el cambio de composición que va resultando resulta determinante en la evolución estelar de nuestro Sol y de las demás estrellas.
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