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Estrellas: La Secuencia Principal
Hay estrellas de todos los tamaños y colores, pero todas brillan porque son calientes.

El color de una estrella nos da una medida directa de la temperatura de su superficie.  Las más calientes tienen un brillo blanco-azulado, mientras que el de las más frías es un rojo o naranja apagado.  A su vez, la temperatura indica cuánta energía irradia al espacio cada segundo un área determinada de la superficie de la estrella.  Si lo multiplicamos por el área total de la superficie de la estrella, obtenemos la luminosidad de la estrella –la medida de cuánta energía irradia al espacio cada segundo.

The Sun is a typical middle-aged, intermediate-mass main-sequence star.

El Sol es una típica estrella de mediana edad, de masa intermedia y de la secuencia principal.

1. Núcleo. El “horno” nuclear de la estrella, donde las reacciones de fusión nuclear combinan átomos de hidrógeno para producir helio, en un proceso que libera energía.

2. Zona radiactiva. La energía se mueve hacia la superficie de la estrella por una cobertura de gas.

3. Zona de convección. Grandes “burbujas” de gas caliente transportan energía a la superficie.

4. Fotosfera. La superficie visible de la estrella. Las estrellas más calientes tienen un brillo blanco, las más frías anaranjado.

5. Mancha estelar. Una “tormenta” magnética en la superficie de la estrella.

6. Prominencia. Una erupción de gas caliente que puede extenderse miles de millas por el espacio.

7. Corona. La atmósfera exterior de la estrella, calentada millones de grados por el campo magnético de la estrella.

Estos dos valores –luminosidad y temperatura- nos ayudan a conocer la masa, el tamaño y la etapa vital en que se encuentra la estrella.  Cuando los astrónomos analizan los valores de muchas estrellas, encuentran patrones distintivos.  Algunas estrellas pertenecen a la categoría de “gigantes.” Estas estrellas no son sólo grandes, como su nombre implica, sino que además se aproximan al final de sus vidas, consumiendo el combustible de su núcleo.  Otras son “enanas blancas”: los cadáveres compactos de lo que fueron estrellas normales.

Sin embargo, la mayoría de las estrellas pertenecen a la “secuencia principal.”  Estas estrellas –nuestro Sol entre ellas- están en la flor de la vida, buscando un delicado equilibrio entre la fuerza de gravedad y la presión interna de su gas caliente.

La temperatura de una estrella aumenta desde la superficie al núcleo.  Las temperaturas del núcleo son tan elevadas, y la presión del gas tan fuerte que no pueden existir sólidos ni líquidos.  El núcleo de una estrella sólo contiene gas súper caliente.

Bajo estas condiciones tan extremas, una estrella experimenta un proceso llamado fusión nuclear, en el que los elementos más ligeros “se fusionan” para producir otros más pesados.  Las estrellas de la secuencia principal fusionan átomos de hidrógeno y producen helio.  El hidrógeno es el elemento químico más ligero y más simple, y helio es el segundo más ligero.

El Sol produce por fusión de hidrógeno casi 700 millones de toneladas de helio por segundo.  Pero aproximadamente un 0.7 por ciento de la masa de los átomos de hidrógeno se convierte en energía, y es lo que hace brillar al Sol.  Aunque no parece mucho, la fusión nuclear es miles de veces más eficiente que cualquier otra fuente de energía química así que el hidrógeno del núcleo del Sol durará varios miles de millones de años más.  Las estrellas más masivas que el Sol consumen su hidrógeno más rápidamente, mientras que las estrellas menos masivas brillarán mucho más tiempo que el Sol.

Cuando se acaba el hidrógeno del núcleo de una estrella, cesa la fusión nuclear, la estrella se enfría, la presión desciende y el núcleo empieza a colapsarse.  La energía de ese colapso calienta el núcleo, a veces lo suficiente para reiniciar la fusión; esta vez el helio se combina para formar carbono.  La estrella se asienta en una nueva fase, aunque será mucho más corta que la anterior.

El ciclo de enfriamiento, colapso y reinicio del proceso de fusión con el derivado del ciclo anterior puede continuar hasta que la estrella haya convertido su núcleo en hierro.  El hierro y los elementos más pesados requieren demasiada energía para fusionarse y formar elementos más pesados.  En las estrella más pesadas, donde el núcleo es convertido en hierro, la gravedad gana la partida, el núcleo de la estrella se colapsa y sus capas exteriores son expulsadas al espacio.

Las reacciones de fusión también explican de dónde proceden el carbono y los elementos más pesados.  Los átomos de carbono de la tinta de este papel, y los de los ojos con que lo vemos, se forjaron en el núcleo de las estrellas.  Cuando estas estrellas murieron, contaminaron sus cercanías con los derivados de la fusión.  El Sol, la Tierra y el resto del sistema solar se formaron a partir del hidrógeno, el carbono y otros elementos de esa nube de gas.  Por eso, esas estrellas, cuyo carbono contaminó nuestro entorno, nos hicieron posibles.



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