Entrega 23.ª  El Universo

Las estrellas

Las estrellas son cuerpos celestes que brillan con luz propia y difieren tanto en color como en brillo.
Unas parecen blancas, otras muestran un color azulado y otras son amarillas y anaranjadas.
El color de las mismas define su temperatura superficial que puede alcanzar desde los 100.000 ºC. las más calientes hasta los 2.500 ºC. en las más frías. Del diagrama de Hertzprung – Russell (Fig.19)  pueden extraer algunos ejemplos. SPICA alcanza los 20.000 ºC, REGULUS los 14.000, SIRIUS 11.000, ALTAIR los  9.000, nuestra estrella Sol los 6.000, ARTURUS 4.000, ANTARES y BETELGEUSE más de 3000. Brillan con luz propia como consecuencia de las reacciones nucleares que ocurren en su interior en su núcleo, y están compuestas por gases calientes en estado de plasma y en su inicio contienen un 75% H, un 23% de He y el resto de metales.
Son astros en equilibrio hidrostático ya que la acción de gravedad de su núcleo se equilibra con la que ejercen hacia el exterior los gases que tienden a expanderse. En su interior, las temperaturas y
presiones existentes son colosales, por ejemplo en el Sol se calcula que la temperatura su núcleo es del orden de 14,5 millones de ºC. y que la presión es de más 200.000 bar, estos valores los que originan las reacciones nucleares que transforman el H en He. Su origen se concreta en la hipótesis de nacen como condensación de las nubes y polvo cósmico que se une por acción de la gravedad, átomos que al colisionar entre si se calientan y en esa tesitura  su temperatura va aumentando hasta alcanzar los valores que van dando origen a las reacciones nucleares que como decíamos van transformando el H en He con aporte de gigantescas aportaciones de energía en forma de radiaciones electromagnéticas, calor, .... Esa energía se produce en la transformación de la masa que se pierde según la fórmula de Einstein, E = mc2 , ya que ese proceso se produce según las expresión simplificada 4H = He + 0,0029 uma (Fig.20). (en la que, uma= unidad de masa atómica equivalente a 1/12 de la masa atómica del carbono 12).
Esta conversión de H en He no dura eternamente ya que por grande que sea una estrella su masa es finita y antes o después empieza a decaer cuando la cantidad de He que contiene la estrella alcanza
un valor crítico. Entonces la zona de fusión del H se irá desplazando hacia el exterior de las misma bajando su temperatura hasta los 10 millones de ºC, momento en que la fusión del H cesa. A partir de ahí, al faltar H, la gravedad del núcleo vence a la presión y la estrella se contrae de modo que el He de su núcleo se calienta, transformándose en C. La evolución futura de la estrella dependerá de la masa inicial de la misma con respecto a la del Sol que se toma como unidad de referencia.

(Seguirá el tema de las estrellas)

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