Apuntes de Física: Los orígenes del Universo (6ª parte)

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Tras el surgimiento de las estructuras más primitivas del Universo, como los quásars, las estrellas de población III y las galaxias activas, algunas de las cuales provocarían el proceso de reionización del espacio entre los 150 y los 1.000 primeros millones de años, aparecerían las estrellas de población II y población III. Las estrellas son enormes esferas de plasma incandescente compuesto principalmente por hidrógeno y helio, así como por otros elementos más complejos, según su generación. La emisión de energía de estos astros se debe a la fusión nuclear producida en su centro, que se traduce en una importante radiación térmica y electromagnética. Son asimismo los objetos más comunes del cielo nocturno; su presencia constituye la casi totalidad del firmamento a simple vista, que por otra parte se reduce practicamente a nuestra Vía Láctea. Se cree que esta galaxia estaría compuesta por entre 200.000 y 400.000 millones de estrellas.

Para la totalidad del Universo observable se estima una cantidad de 7 x 10^22 estrellas, es decir, 70.000 trillones. Existe la creencia general de que hay más estrellas en aquel espacio que granos de arena en todas las playas de la Tierra. Se calcula también que en un cielo libre de contaminación lumínica el número de estrellas observables a simple vista podría ser de 5.000. Otras fuentes estiman este número en 4.000 o incluso 3.000 (para cada hemisferio). Una estrella puede tener una cantidad de masa comprendida entre 0,08 y 120-200 masas solares; (una masa solar equivale a 1,98 x 10^ 30 kg). Estos límites másicos no son casuales; una nube de gas que contraiga su masa por debajo del límite de las 0,08 masas solares nunca llegará a prender debido a la falta de compresión, limitándose a existir entonces como una enana marrón. Por otra parte, cuanto más masiva sea una estrella, más intenso resulta su viento solar, de manera que a partir del límite de entre 120-200 masas solares, las emisiones de este fenómeno detienen la contracción del gas en las estrellas nacientes. Además, dependiendo de la metalicidad de la estrella, este límite varía, ya que los elementos químicos más pesados retienen la radiación, haciendo que se detenga más rapidamente su colapso. En cuestión de tamaño, los límites estelares parecen no estar tan bien definidos; podemos hacernos una idea de la posible magnitud de las estrellas comparando las de mayor tamaño con las más pequeñas. Las dimensiones de estos astros se miden en radios solares, el equivalente a 6,9 x 10^8 m (690.000 Kms). Las estrellas más grandes conocidas, como VY Canis Majori ó VV Cephei A, tienen aproximadamente unos 2.000 radios solares, mientras que la más pequeña (sin incluir en esta categoría a los remanentes estelares), OGLE-TR-122, posee las dimensiones propias de un planeta con su radio solar de 0.12 (un 20% mayor que Júpiter). En cuestión de tamaño el Sol resulta ser una estrella media con sus 1.392.000 Kms de diámetro. Los límites conocidos en lo relativo a la luminosidad estelar se encuentran entre los 0,0001 y los 3.000.000 de veces la luminosidad solar, que equivale a 3,826 x 10^ 26 W. Esta propiedad se encuentra directamente relacionada con la magnitud absoluta; la magnitud absoluta del Sol es de 4,8. Además, en una estrella puede medirse su temperatura efectiva, es decir, la correspondiente a su superficie, que puede variar de los 2.000 a los 50.000 grados Celsius (es posible que este límite se amplie hasta los 80.000º Celsius). La temperatura correspondiente a otras partes de la estrella pueden ser mucho mayores; la corona solar, por ejemplo, se encuentra a millones de grados, a diferencia de los más de 5.000 ºC de su superficie. El núcleo posee una temperatura del orden de millones a miles de millones de grados Celsius; en estas condiciones es posible la fusión nuclear. La temperatura del corazón solar es de aproximadamente 13.600.000 ºC.

En lo relativo a la composición estelar, la descripción incluida en la Wikipedia acerca de las estrellas lo explica claramente:

La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio.

De acuerdo con las distintas generaciones a las que pueda pertenecer una estrella, esta poseerá mayor o menor metalicidad, de manera que las estrellas de población I contienen un mayor número de elementos pesados que las de población II. Por otra parte, mientras más edad tenga una estrella, mayor será su metalicidad debido a que ha tenido más tiempo para fusionar en su interior elementos simples para formar otros más complejos; de esta forma y partiendo del hidrógeno, una estrella sintetiza en su núcleo elementos químicos de mayor número atómico de manera correlativa hasta llegar al hierro (esto ocurre a partir de una determinada masa solar, como veremos). Este proceso se conoce como nucleosíntesis estelar, dentro del cual destacan desde el punto de vista energético las formaciones de helio a partir del hidrógeno y del carbono a partir del helio (según entiendo, es posible que el litio, el berilio y el boro no se hayan formado en las estrellas, sino debido a fenómenos como la espalacion de rayos cósmicos). Gracias a las altas condiciones de temperatura y densidad de las supernovas (un efecto del colapso estelar que veremos después), se produce la sintetización de elementos que van del silicio al niquel; este efecto es conocido como nucleosíntesis de supernovas. La creación de elementos más pesados que el niquel se explican por la acción de otros procesos, como el de captura de neutrones conocido como Proceso-R.

Para el espacio de tiempo en que las estrellas se encuentran en equilibrio hidrostático, es decir, en el que la gravedad ejercida por la masa y la presión de la energía emitida se contrarrestan, cabe esta definición elemental sobre la estructura estelar de la Enciclopedia Libre:

Todas las estrellas que se mantienen activas poseen un núcleo en el cual realizan las reacciones de fusión nuclear y un manto a través del cual el calor y la radiación son transportados mediante procesos de radiación y convección. Finalmente está la capa más superficial de las estrellas, su atmósfera. En ella se producen los fenómenos visibles tales como protuberancias solares, eyecciones de masa coronal, manchas solares, etc. Todas estas capas cambiarán de tamaño e incluso su disposición a lo largo del ciclo evolutivo de la estrella.

La transmisión de energía por convección se produce debido a la disminución de densidad (dilatación) de la materia cercana al núcleo transmisor de energía, haciendo que se desplace hacia la superficie, siendo sustituida por una masa de materia que se verá afectada por el mismo proceso. La radiación no necesita del medio material para transmitirse. Tanto el núcleo y la atmósfera como parte del manto de las estrellas se encuentran en estado de plasma; esto quiere decir que en ellos las partículas se hayan ionizadas formando un conjunto casi neutral.  El núcleo estelar, como ya hemos dicho, es en donde el astro realiza su actividad de fusión nuclear; en el caso del Sol, posee un radio de 139.000 Km, es decir, 1/5 de su tamaño. El manto se encuentra dividido a su vez en zona radiante y zona convectiva; la zona radiante supone la primera capa de materia superior al núcleo y debido a que en ella el gas continúa en estado ionizado, los fotones viajan libremente hacia las zonas superficiales de menor temperatura permitiendo la tranmisión de energía por radiación. En la zona convectiva, la disminución de la temperatura hace que la materia pase del estado de plasma al de simple gas, volviéndose opaco al transporte de radiación; en este punto, la energía se transmite gracias a la acción de los fluidos, que ascienden hacia la zona exterior de la estrella debido a la diferencia de densidad que genera sobre la materia el calor del núcleo en una capa estelar mucho más fría. Es importante saber que las zona radiante y la zona convectiva pueden ver alterado su orden de disposición sobre el núcleo dependiendo de la masa del astro y de la fase en la que se encuentre en su proceso de fusión. La atmósfera se divide también en fotosfera, cromosfera y corona solar. La fotosfera es la zona estelar que desprende luz visible al exterior. Esta superficie se encuentra cubierta por un conjunto de granulaciones brillantes que evidencian la actividad convectiva de la capa anterior y sus efectos en forma de ebullición; en el Sol estas granulaciones alcanzan un tamaño medio de 700-1.000 Kms de diámetro. Otro fenómeno observado en la fotosfera de nuestra estrella más cercana son las manchas solares, que consisten en enormes parcelas de inferior temperatura que el resto de la superficie, y por lo tanto, de aspecto mucho más oscuro que el conjunto de la fotosfera; no he podido comprender del todo la razón que las origina. El número de manchas solares en el Sol no es constante, y cambia en un periodo de 11 años conocido como ciclo solar. Según parece, la actividad solar está directamente relacionada con este ciclo. Por encima de la fotosfera, la cromosfera se presenta como un manto de débil luminosidad y mínimo grosor en el que el plasma se eleva en forma de espículas en dirección a la corona. En esta capa se produce además el fenómeno de las protuberancias solares, en el que una gran cantidad de plasma se ve expulsado a miles de kilómetros al exterior y que en la mayoría de ocasiones regresa al conjunto de masa original gracias a la acción del campo magnético estelar. Por último, la corona, la zona más exterior de la atmósfera es una capa de gran grosor (más de 1.000.000 de Kms en el caso del Sol) y muy poca densidad formada por pequeñas partículas expulsadas del astro, de nuevo a causa de su campo magnético. Desde la corona estelar se produce la emisión de flujo de partículas conocida como viento solar, compuesta por partículas cargadas a altas energía y que se desplaza hasta millones de kilómetros más allá de la estrella. Otro fenómeno propio de esta capa es la eyección de masa coronal, producida por inmensas explosiones que pueden propagarse por medio del viento solar y que en nuestro Sol alcanzan una alta frecuencia durante el máximo de actividad solar.

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Ver también: Youtube_Carl Sagan: La vida de las estrellas 1/7
Youtube_Animación del viento solar impactando sobre la magnetosfera y creando la aurora.
Youtube_Documanía: El Sol

Entradas relacionadas:

Apuntes de Física: Los orígenes del Universo (1ª parte)
Apuntes de Física: Los orígenes del Universo (2ª parte)
Apuntes de Física: Los orígenes del Universo (3ª parte)
Apuntes de Física: Los orígenes del Universo (4ª parte)
Apuntes de Física: Los orígenes del Universo (5ª parte)
Apuntes de Física: Los orígenes del Universo (7ª parte)
Apuntes de Física: Los orígenes del Universo (8ª parte)

Otros apuntes en Diario de un explorador:
Apuntes de Física: Teorías y leyes (1ª parte)

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4 comentarios

  1. hola a todos

  2. a mi me me intereza mu cho el SOL x eso escribo sto creo k el solll sta asi de fuerte x la capa de ozono xk se sta rompiendoooo si no se rompieraaa na de sto pasaria

    slo consejitoooss.s.s.s.s

    🙂

    slo pá cooooolllsss

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