jueves, 14 de noviembre del 2024 Fecha
Ir a la página principal Ir al blog

IMPRESIÓN NO PERMITIDA - TEXTO SUJETO A DERECHOS DE AUTOR



 

«
»

Jun

24

¿Qué son las estrellas?

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en AIA-IYA2009    ~    Comentarios Comments (0)

RSS de la entrada Comentarios Trackback Suscribirse por correo a los comentarios

No tiene ningún sentido explicar, sin más, lo que es un agujero negro, sin que antes explique algo sobre las estrellas que, en definitiva, son las que dan el origen de estos fenómenos cosmológicos conocidos como agujeros negros, estrellas enanas blancas, etc.

Las estrellas, enormes bolas de gas y polvo luminosas que desde su nacimiento producen energía por la fusión nuclear del hidrógeno para formar helio. El término, por tanto, no sólo incluye estrellas como el Sol, que están en la actualidad quemando hidrógeno, sino también protoestrellas, aún no lo suficientemente calientes como para que dicha combustión haya comenzado, y varios tipos de objetos evolucionados como las estrellas gigantes y supergigantes, que están quemando otros combustibles nucleares más complejos que el hidrógeno, o las enanas blancas y las estrellas nucleares, que están formadas por combustibles nuclear gastado.

La masa máxima de una estrella es de unas 120 masas solares, por encima de la cual sería destruida por su propia radiación. La masa mínima está calculada en 0’80 masas solares; por debajo de ella, los objetos no serían lo suficientemente calientes en sus núcleos como para que comience la combustión del hidrógeno, y se convertirían en enanas marrones. Las luminosidades de estrellas varían desde alrededor de medio millón de veces la luminosidad del Sol para las más calientes hasta menos de una milésima de la del Sol para las enanas más débiles. Aunque las estrellas más prominentes visibles a simple vista son más luminosas que el Sol, la mayoría de las estrellas son en realidad más débiles que éste y, por tanto, imperceptibles a simple vista.

Las estrellas brillan como resultado de la conversión de masa en energía por medio de reacciones nucleares, siendo las más importantes las que involucran al hidrógeno. Por cada kilogramo de hidrógeno quemado de esta manera, se convierte en energía aproximadamente siete gramos de masa (el 7 ‰). De acuerdo a la famosa ecuación E = mc2, los siete gramos equivalen a una energía de 6’3×1014 julios. Las reacciones nucleares no sólo aportan el calor y la luz de las estrellas, sino que también producen elementos más pesados y complejos que el hidrógeno y el helio.

Estos elementos pesados y más complejos (litio, carbono, oxígeno, etc) han sido distribuidos por el espacio, de tal manera que están presentes por todo el universo mediante explosiones de supernovas o por medio de nebulosas planetarias y vientos estelares.

De hecho, nuestra presencia aquí sería imposible sin que el material del que estamos hecho (polvo de estrellas), no se hubiera fabricado antes en alguna estrella lejana, hace miles de años y seguramente a muchos años luz de nuestro sistema solar.

Las estrellas se pueden clasificar de muchas maneras. Una manera es mediante su etapa evolutiva: en presencia principal, secuencia principal, gigante, supergigante, enana blanca o estrella de neutrones y, para las más masivas, su evolución hasta agujeros negros.

También se clasifican por sus espectros, que indica sus temperaturas superficiales. Otra manera es en poblaciones I, II y III, que engloban estrellas con abundancias progresivamente menores de elementos pesados, indicando paulatinamente una mayor de edad. También se clasifican por el método conocido como evolución estelar.

La cantidad de estrellas conocidas en su variedad por uno u otro motivo, es en realidad muy abundante, como por ejemplo:

Estrella binaria, estrella “capullo”, de baja velocidad, con envoltura, con exceso de ultravioleta, de alta velocidad, de baja luminosidad, de baja masa, estrella de bario, estrella de bariones, estrella de campo, estrella de carbono, de circonio, de estroncio, de helio, de población I extrema, de población intermedia, estrella de la rama gigante asintótica, de litio, de manganeso, de manganeso-mercurio, de mercurio-manganeso, de metales pesados, de neutrones, de quarks, de referencia, de silicio, de tecnecio, de tipo intermedio, de tipo tardío, de tipo temprano, estrella del polo, estrella doble, estrella enana, estrella estándar, evolucionada, etc, etc.

Por ser para nosotros la más importante de todas, hablaré un poco de nuestra estrella más cercana, esa que hace posible la vida en el planeta Tierra al que envía luz y calor, el Sol.

Nuestro Sol, a pesar de su diámetro de 1.392.530 Km, su enorme masa de 1’989×1030 Kg, su volumen de 1’3×106, etc, es en realidad una simple estrella común mediana, clasificada como una estrella G2V: una estrella amarilla con una temperatura efectiva de 5.770 K (tipo espectral G2) y una enana de la secuencia (clase de luminosidad V). El Sol está formado en su mayor parte por hidrógeno (71% en masa), con otra parte de helio (27%) y elementos más pesados (el 2%). Su edad se estima que es de unos 4.600 millones de años.

En su horno termonuclear fusiona, de manera constante y cada segundo, 4.654.000 toneladas de hidrógeno, en 4.650.000 toneladas de helio, 4.000 toneladas son lanzadas al espacio en forma de luz y calor, de lo que una parte llega al planeta Tierra. La transferencia de energía desde el núcleo hasta la superficie tarda 10 millones de años. En su centro la temperatura se calcula que es de 15’6 millones de ºK y la densidad de 148.000 Kg/m3.

Existen otras curiosidades de luminosidad, magnetismo, viento solar, etc, que alargaría mucho el tema que aquí se trata. La vida del Sol está estimada en otros 4.000/4.500 millones de años más antes de que se convierta en gigante roja, explote y quede finalmente como enana blanca.

emilio silvera

hotmail correo[?]


Esta entrada fue publicada el miércoles, 24 de junio de 2009 a las 10:36 y está clasificada bajo: AIA-IYA2009. Puede hacer un seguimiento de los comentarios de esta entrada gracias al feed RSS 2.0. Puede dejar un comentario, o enviar un trackback desde su sitio.
 


Deja un comentario



Comentario:

XHTML

Subscribe without commenting