GENERACIÓN DE ENERGÍA
A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba por la fuente de la energía que alimentaba las estrellas. No se encontraba ninguna reacción química que alcanzara el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el sol.
La contracción producto de la gravedad, resultando una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años.
Fue Arthur Eddington el primero en sugerir, en la década de 1920, que el aporte de energía procedía de reacciones nucleares.
En lo que se refiere a reacciones nucleares hay dos tipos, por fisión y por fusión.
- Reacción nuclear por fisión: Ocurre cuando un núcleo atómico pesado se divide en dos o más núcleos pequeños y algunos subproductos como neutrones libres, fotones, partículas alfa y beta. Es un proceso exotérmico, liberándose grandes cantidades de energía.
- Reacción nuclear de fusión: Varios núcleos atómicos de carga similar se unen y forman un núcleo más pesado y se acompaña con liberación o absorción de energía, lo cual permite a la materia entrar en un estadio plasmático.
Las reacciones de fisión no permiten mantener la luminosidad de una estrella dado que su rendimiento energético es bajo, y requieren elementos más pesados que el hierro, los cuales no son muy abundantes en el universo.
Hans Bethe en 1938 descubrió el primer mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusión capaz de mantener la estructura interna de una estrella.
Aunque las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones, el llamado efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera potencial que los separan tengan una probabilidad de saltarse dicha barrera y unirse. Se producen tantas colisiones, y se dan suficientes reacciones de fusión para sostener a la estrella, sin que ésta llegue a estallar.
Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas, las cuales dependen de la masa y de la composición.
Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio juntos con pequeñas trazas de otros elementos.
COMPOSICIÓN QUÍMICA.
Dicha composición varía según a la generación a la que pertenezca. Al principio de su vida, una estrella como nuestro sol tiene en torno a un 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados aportados de otras estrellas que ya finalizaron su ciclo. Estos porcentajes son en relación a la masa.
Si nos atenemos al volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio.
La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos más pesados en detrimento del hidrógeno.
Pero las estrellas queman solamente un 10% de su masa inicial y las reacciones nucleares solamente se dan en el centro.
Es por lo que cuando se analiza el espectro de una estrella, se observa en la mayoría de los casos la composición que tenía cuando se formó.
CLASIFICACIÓN DE LAS ESTRELLAS.
La primera fue realizado por Hiparco de Nicea y preservada en la cultura occidental por Ptolomeo en su obra almagesto. Se clasificaban las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la tierra.
La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral, que distingue las estrellas acorde a su aspecto luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de una estrella.
Estrellas con una misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo cual implica luminosidades muy diferentes.
En 2006 la UAI ( Unión Astronómica Internacional) clasificó las estrellas de acuerdo a cuatro criterios gravitacionales, siendo éstos:
- Clasificación por centro gravitacional estelar.
- Clasificación de estrellas sistémicas por su posición.
- Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional.
- Clasificación de estrellas por sistema planetario.
Con este post, damos por cerrado el tema de estrellas en lo referente a sus generalidades.
Fuentes: Wikipedia, La enciclopedia libre; Carl Sagan ( Cosmos, un viaje personal); Stephe Hawkings ( Historia del tiempo).
