Las estrellas, esos motores de energía cósmica, son generadoras de calor, luz, rayos ultravioleta, rayos X y otras partículas radiactivas. Se componen mayormente de plasma y gas, en un estado de supercalentamiento de la materia compuesta de partículas subatómicas.
¿De qué están hechas las estrellas?
La astronomía es una ciencia de observación. Todo lo que hace un astrónomo es mirar el universo utilizando instrumentos. Lo que se observa es luz, y esa luz, después de viajar cientos o miles de años luz, contiene toda la información necesaria para conocer la composición química de una estrella. En astronomía, entender de qué están hechas las estrellas es una puerta directa para descubrir de dónde vienen, cómo se formaron y cómo ellas guardan un registro fósil que nos permite aspirar a conocer el origen e historia evolutiva de la Vía Láctea.
La atmósfera estelar
Las estrellas tienen una atmósfera en la que se pueden medir los elementos que la componen. Estrellas como nuestro Sol también poseen atmósfera. Parte de su estructura superficial y la única visible, incluyendo entre sus componentes a la corona solar, la capa más externa que solo se puede apreciar durante los eclipses totales del Sol.
ARIADNE: Una herramienta para modelar atmósferas estelares
Se trata de un programa de código abierto llamado ARIADNE (“Ajustador de distribución de energía espectral utilizando promedio Bayesiano de modelos”), capaz de modelar atmósferas de estrellas de forma automática. La investigación, cuyos resultados fueron publicados en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, comenzó a ser desarrollada en 2019. ARIADNE permitirá también conocer en profundidad detalles como la evolución de una estrella, información que resulta fundamental para el estudio de exoplanetas descubiertos en otros sistemas solares.
Con esta herramienta podremos llevar a cabo un análisis uniforme de las estrellas, sobre todo aquellas donde ya hemos encontrado planetas. La investigación concluye, además, que la técnica estadística utilizada podría tener un uso potencial en diferentes áreas e industrias, como por ejemplo las ciencias sociales o la medicina.
Evolución estelar y su impacto
La evolución estelar es la vida y muerte de las estrellas, y cuando mueren liberan al espacio elementos químicos. Trazando esos elementos uno puede crear poblaciones estelares para llegar a conocer, por ejemplo, las familias de estrellas donde nació el Sol, los componentes de nuestra galaxia y otras características.
El ciclo de vida de una estrella masiva
¿Cómo muere una estrella más grande que el Sol? ¿Cómo es posible que pierda masa?
Estrellas particulares y objetos espaciales
Enanas Rojas
Las enanas rojas son las estrellas más abundantes del universo y sin embargo son muy difíciles de estudiar. Cada día se descubren más exoplanetas en las zonas habitables de éste tipo de estrellas, por lo que se hace fundamental conocerlas en detalle.
Enanas Marrones
Uno de los objetos más comunes en el espacio son las extrañas Enanas Marrones. ¿Qué son? ¿Cómo las encontramos? ¿Cómo se comparan con los planetas? ¿Por qué no son estrellas? ¿A qué se debe el término estrella fallida? ¿Pudo Júpiter ser una estrella?
La estrella de Tabby
La estrella de Tabby, KIC 8462852, es una misteriosa estrella inicialmente estudiada por Tabetha S. Boyajian, que posee fluctuaciones de luz muy extrañas. ¿Por qué se producen? ¿Cómo se estudia? ¿Cómo se detectó?
Astroquímica: Los ingredientes de la vida
¿Qué es la Astroquímica? ¿Cómo es posible observar moléculas en discos protoplanetarios? ¿Cuáles son los ingredientes para la vida? ¿Existen sistemas similares al nuestro?
El Sol: Nuestra estrella
¿Qué desconocemos del Sol? ¿Por qué se debe seguir estudiando? ¿Se puede mejorar la medición de distancias astronómicas? ¿Qué es la astroestadística?
El Sol como una estrella típica
Con los grandes avances experimentados por la astronomía en el siglo pasado y en el curso del presente siglo, se puede afirmar sin ninguna duda que el Sol es una estrella típica; ni muy grande ni muy chica, ni luminosa ni débil, ni tan joven ni tan vieja. Utilizando la tercera ley de Kepler, modificada por la ley de gravitación universal de Newton, se puede, a partir del movimiento de la Luna entorno a la Tierra y de esta última en torno al Sol, obtener la masa del Sol en términos de la masa de la Tierra.
Conociendo el tamaño angular que subtiende el Sol visto desde la Tierra de algo más de medio grado (31' 59,3") y su distancia media, de 149.600.000 kilómetros, es posible determinar su tamaño lineal. Su radio resulta ser de kilómetros, 109 veces mayor que el de la Tierra. El volumen del Sol es 109 veces mayor que el de la Tierra.
Características fundamentales del Sol
La característica más importante para definir al Sol es su cantidad de materia, su masa. Supera a la de la Tierra 330.000 veces. El planeta Júpiter, el mayor de todos los del sistema solar, tiene una masa 318 veces mayor que la de la Tierra, pero que sólo alcanza a 1 milésima de la masa solar.
La masa de los 9 planetas sumada sólo llega a 1,34 milésimos de la masa solar. Dicho de otro modo el Sol posee el 99,87% de la masa del Sistema Solar.
La energía del Sol
Para Copérnico el Sol era la lámpara que ilumina la catedral del universo y por esa razón debía estar en el centro. El argumento, a pesar de su poca solidez científica, apuntaba a la cualidad más notoria del Sol: su inmenso brillo. En efecto, lo admirable del Sol es la cantidad monumental de energía que emite por segundo.
Sobre la superficie de la Tierra recibimos 1,92 calorías por centímetro cuadrado por minuto (esto es, a 1 centímetro cúbico de agua le podríamos elevar su temperatura en 2 grados con el calor que recibimos en cada centímetro cuadrado, en cada minuto). La cantidad total de energía que el Sol lanza al espacio es gigantesca pues en cada centímetro cuadrado de una esfera de 150 millones de kilómetros de radio centrada en el Sol, se reciben casi 2 calorías por minuto; eso implica que el Sol emite 3,8 x 1033 ergs en cada segundo.
Temperatura y composición del Sol
Estudiando la distribución de energía en función del color (longitud de onda) se obtiene una temperatura de 5.800 K. A esa temperatura la superficie del Sol no puede ser ni sólida ni líquida, sólo puede estar en forma gaseosa; incluso ni siquiera pueden existir moléculas, sino sólo átomos individuales. La temperatura debe crecer hacia el interior del Sol; en modelos detallados del interior solar se obtiene una temperatura central de 15 millones de grados. A esas temperaturas sólo puede existir la materia en forma gaseosa.
El Sol como esfera gaseosa
Si el Sol es una simple esfera de gas ¿por qué no se evapora en el espacio? Por la misma razón que no se pierde en el espacio la atmósfera terrestre; la fuerza de gravedad se lo impide. El Sol, la Tierra, todos los cuerpos atraen a las partículas a su alrededor. El Sol es una masa inmensa; su fuerza de gravitación produce una aceleración de gravedad en su superficie que es ¡28 veces mayor que la correspondiente a la Tierra!
La "superficie" del Sol a la que hemos hecho referencia anteriormente es en realidad una ilusión óptica, no existe. El Sol es una esfera gaseosa y como tal no tiene superficie. Pero si miramos al Sol, por ejemplo al momento de la puesta, parece tener un borde muy bien definido. Es cierto, pero es necesario recordar que lo estamos viendo desde una gran distancia y lo que estamos viendo es la zona de la cual la radiación alcanza a salir; desde más adentro la radiación es absorbida por las capas más externas.
La fuente de energía del Sol
El Sol emite 3,8 x 1033 ergs en cada segundo, que corresponde a una potencia de 3,8 x 1023 kilowatts. Cualquier cuerpo que esté perdiendo energía continuamente está obligado a enfriarse paulatinamente, a menos que tenga una manera de reponer la energía que pierde. ¿Se enfría el Sol?
Hay evidencias geológicas que indican que la cantidad de radiación solar que ha recibido la Tierra ha permanecido constante en los últimos tres mil millones de años. Distintas mediciones coinciden en señalar que la Tierra tiene una edad de 4.600 millones de años. Las teorías de formación del Sol y las estrellas indican que el Sol debe haberse formado simultáneamente con sus planetas, lo que fija la edad del Sol en 4.600 millones de años.
Albert Einstein (1879-1955) propuso que la masa es una forma de energía, existiendo una equivalencia entre ambas, dada por la fórmula: E = m*c2. De acuerdo con ella el aniquilamiento de 1 gramo de masa produce 9 x 1020 ergs (2 x 1013 calorías), energía suficiente para evaporar 55 metros cúbicos de agua (55 toneladas). Si en el interior del Sol se aniquilara la materia, la masa del Sol podría producir la energía para mantenerlo brillante por muchos miles de millones de años, bastante más que su edad actual.
Transmutaciones nucleares en el Sol
En 1938 los físicos Hans Bethe, norteamericano, y Karl von Weizsdcker, alemán, propusieron en forma independiente un mecanismo de transmutaciones nucleares que explica la producción de energía del Sol y las estrellas. El resultado neto de una serie de transmutaciones consiste en la fusión de cuatro átomos de hidrógeno para originar un átomo de helio.
La temperatura en el centro del Sol alcanza los 15 millones de grados, valor al cual los choques entre los átomos son tan violentos que todos los átomos de hidrógeno han perdido sus electrones (están ionizados). El núcleo de un átomo de hidrógeno está constituido por un protón, partícula nuclear con carga positiva; dos protones se repelen con una fuerza eléctrica que puede ser muy intensa a pequeñas distancias.
El resultado del proceso es que 4 átomos de hidrógeno se transforman en un átomo de helio. Es necesario señalar que pese a la inmensa temperatura la reacción nuclear entre dos protones sigue siendo muy, pero muy poco probable, ocurre muy rara vez; millones y millones de encuentros entre dos protones siguen terminando en una repulsión, sólo ocasionalmente dos protones se parean para producir un deuterio.
Mil gramos de hidrógeno puro se transforman en 993 gramos de helio puro más "7 gramos de energía". Por lo tanto la transmutación de 1 kilogramo de hidrógeno produce 6,3 x 1021 ergs. Eso significa que en el Sol se están transformando 600 millones de toneladas de hidrógeno por segundo, de las cuales 4,2 millones de toneladas de masa se consumen en forma de energía.
La composición química de las estrellas
Gracias al análisis espectral de la luz, se ha podido ir conociendo la composición química de las estrellas. En la segunda mitad del siglo XIX se supo qué elementos químicos están presentes en la atmósfera de las estrellas. Al aclararse las leyes que gobiernan la excitación y la ionización de los átomos se llegó a la sorprendente conclusión que la composición química de todas las estrellas es muy similar y que un 74% de la masa es hidrógeno, un 24% helio y el otro 2% está constituido por el resto de los eleme...
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