{"id":152,"date":"2020-03-13T21:40:52","date_gmt":"2020-03-13T20:40:52","guid":{"rendered":"http:\/\/blogs.hoy.es\/curiosidades-cientificas\/?p=152"},"modified":"2020-03-13T21:40:52","modified_gmt":"2020-03-13T20:40:52","slug":"funcionamiento-estrellas","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/blogs.hoy.es\/curiosidades-cientificas\/2020\/03\/13\/funcionamiento-estrellas\/","title":{"rendered":"\u00bfC\u00f3mo funcionan las estrellas?"},"content":{"rendered":"

Las estrellas son b\u00e1sicamente, reactores nucleares:<\/strong><\/p>\n

\u00bfHas visto alg\u00fan elemento radiactivo brillar? pues eso son las estrellas pero a lo ultra grande, f\u00edjate si debe ser gigante la fusi\u00f3n en cadena llevada en el interior de las estrellas que las vemos desde aqu\u00ed.<\/p>\n

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Comienza la explicaci\u00f3n t\u00e9cnica:<\/strong><\/p>\n

Las estrellas son esferas gigantes de gas (principalmente hidr\u00f3geno y helio) formadas por perturbaciones de nubes interestelares que siembran una condensaci\u00f3n gravitacional desbocada, que calienta el gas al menos a miles de kelvin, quita el hidr\u00f3geno de todos sus electrones y crea un plasma (que es un poco como una llama).<\/p>\n

Sin fusi\u00f3n nuclear, las estrellas seguir\u00edan contray\u00e9ndose (mecanismo Kelvin-Helmholtz) y durar\u00edan solo millones de a\u00f1os.<\/p>\n

Sin embargo, la temperatura y la presi\u00f3n alcanzadas en el n\u00facleo de una estrella son tan altas que los protones est\u00e1n lo suficientemente cerca y en\u00e9rgicos como para “hacer un t\u00fanel cu\u00e1ntico”. El helio es m\u00e1s ligero que los 4 protones de los que est\u00e1 hecho: este defecto de masa proviene de reorganizar los quarks en una estructura m\u00e1s estable, que libera energ\u00eda (previamente en forma de masa) como rayos gamma, neutrinos y protones r\u00e1pidos + electrones.<\/p>\n

La presi\u00f3n de la energ\u00eda generada de esta manera se ajusta, por lo que es suficiente para equilibrar la presi\u00f3n de las capas ascendentes, por lo que si la estrella recibe m\u00e1s gas (como estrellas m\u00e1s masivas), el n\u00facleo crecer\u00e1 y tomar\u00e1 una fracci\u00f3n mayor de la estrella.<\/p>\n

Justo encima del n\u00facleo, los protones no se fusionan, pero siguen siendo muy densos, por lo que la luz producida en la frecuencia central se dispersa de los electrones circundantes y progresa muy lentamente. Esta es la regi\u00f3n convectiva y juega un papel importante en la prolongaci\u00f3n de la vida de una estrella, porque esta dispersi\u00f3n difusiva tarda millones de a\u00f1os en llegar a la superficie. Esto asegura que la estrella pueda mantener un equilibrio estable contra la gravedad al confinar el n\u00facleo.<\/p>\n

M\u00e1s arriba, a medida que disminuye la presi\u00f3n, el plasma comienza a transportar energ\u00eda de manera m\u00e1s eficiente a trav\u00e9s de la convecci\u00f3n, que enrolla los campos magn\u00e9ticos de la estrella con turbulencia.<\/p>\n

A medida que la densidad se vuelve lo suficientemente baja como para que el plasma se vuelva \u00f3pticamente delgado (tau ~ 1) (como cuando se mira a trav\u00e9s de una nube que es lo suficientemente delgada como para ver a trav\u00e9s) los fotones finalmente pueden escapar de la estrella. Esta regi\u00f3n de la atm\u00f3sfera de la estrella se llama fotosfera y su temperatura es una consecuencia directa de la producci\u00f3n de energ\u00eda de la estrella en el n\u00facleo y su radio: Luminosidad = \u00c1rea * sigma_boltzmann * T ^ 4.<\/p>\n

Por encima de esta regi\u00f3n, hay una transici\u00f3n de la turbulencia dominada (la fotosfera granular en forma de olla hirviendo) a la actividad dominada por el magnetismo que vemos que tiene el Sol. Esta energ\u00eda magn\u00e9tica finalmente se liberar\u00e1 en la corona de la estrella para calentar el plasma delgado a millones de K y luego a la heliosfera.<\/p>\n

Cada vez que la luminosidad del n\u00facleo y la luminosidad de la superficie no est\u00e9n equilibradas, el radio estelar cambiar\u00e1. Si el n\u00facleo produce menos energ\u00eda, la presi\u00f3n aumentar\u00e1 y el n\u00facleo se volver\u00e1 m\u00e1s caliente y m\u00e1s denso y las capas externas se expandir\u00e1n, lo que lleva al n\u00facleo a producir m\u00e1s energ\u00eda, expandiendo el n\u00facleo nuevamente y dejando que las capas superiores vuelvan a bajar. Algunas estrellas en realidad siguen oscilando as\u00ed, haciendo que su luminosidad sea peri\u00f3dica, con un per\u00edodo proporcional a la luminosidad, la variable Cefeida.<\/p>\n

Entonces, una estrella es un reactor de fusi\u00f3n nuclear autorregulado y gravitacionalmente confinado.<\/p>\n

Algunas son m\u00e1s masivas (hasta 100 veces el Sol), por lo que tienen un mayor porcentaje de n\u00facleo. Esto las hace liberar m\u00e1s energ\u00eda por \u00e1rea de superficie, por lo que son m\u00e1s calientes y azules. Otras estrellas son m\u00e1s peque\u00f1as (hasta 0.1 veces el Sol), tienen n\u00facleos peque\u00f1os, por lo que son rojas, incluso infrarrojas.<\/p>\n

Cuando una estrella se queda sin hidr\u00f3geno en el n\u00facleo, vuelve a contraer su n\u00facleo, expande sus capas externas, se vuelve m\u00e1s rojo y calienta el n\u00facleo para fusionar helio en carbono a trav\u00e9s de berilio, luego en ox\u00edgeno, etc.
\nUna vez que el n\u00facleo est\u00e1 lleno de Fe2O, no se obtiene m\u00e1s energ\u00eda de la fusi\u00f3n y la estrella contin\u00faa donde lo dej\u00f3 cuando comenz\u00f3 a fusionar hidr\u00f3geno en el n\u00facleo, contrae inexorablemente su n\u00facleo para formar un objeto compacto y expulsar sus capas externas en una nebulosa.<\/p>\n

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Roberto Rol.<\/p>\n

rolscience.net<\/a><\/p>\n

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