Serie principal HR

Generación de energía en las estrellas

Criterios de estabilidad de una región dentro de una nube de gas uniforme.

Cs es la velocidad del sonido en el gas.G es la constante de gravitación universalRo es la densidad del gasMj y Rj son la masa y el radio de Jeans. Una región con masa mayor que Mj o tamaño mayor de Rj es inestable y se colapsara.

Criterio de Jeans.Jeans estudio la estabilidad de una parte esferica de una nube de gas uniforme en densidad y temperatura . Por criterios termodinámicos definió criterios de estabilidad. El criterio de estabilidad puede ser expresado también en forma equivalente en función de una longitud en vez de una masa. Dicha longitud es conocida como la longitud de Jeans. Todas las dimensiones de la esfera menores que la longitud de Jeans son estables ante el colapso gravitatorio, mientras que dimensiones mayores son inestables. Ver wikipedia.

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La formación de una estrella sigue varias fases, algunas descritas anteriormente, las tres más importantes son:1.- Compresión cuasi-isotérmica de una parte de un nódulo de Bock, partiendo de una concentración de materia producida por ondas de choque y/o otros fenómenos. Debido a la baja densidad en la materia, la energía gravitatoria se radia al exterior, como infrarrojos, sin aumentar la temperatura, haciendo irreversible el proceso.

2.- Compresión cuasi-adiabática, conforme aumenta la densidad de la masa , la energía gravitatoria se convierte en calor, pero la mayor parte se utiliza en aumentar la temperatura y el resto, cada vez más pequeño, se radia en infrarrojos.La temperatura en el centro de la estrella va aumentando y el plasma de H+D tiene tanta temperatura, más de un millón de grados, que comienzan las reacciones nucleares del deuterio. D + D He + energíaEn ese momento comienza la combustión nuclear hace crecer la temperatura hasta que empieza el ciclo H-H ( más de 3 millones de grados). Las reacciones generan como subproductos helio, boro ,carbono, oxigeno,….

3.- Reestructuración del plasma que rodea el núcleo de la estrella, para transmitir al exterior todo el calor que se produce en el núcleo. Alimentación del núcleo con plasma fresco. El resto de la vida, en la serie principal del HR, es la lucha entre la presión gravitatorio y la presión térmica. Si no se consigue el equilibrio se generan fenómenos catastróficos para la estrella.

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Compresión Cuasi-isotérmicaTra. ~ constante

CompresiónCuasi-adiabáticaTra. crece rápidamente

Bok

Bok

Estable según Jeans

Nódulo de

Gas frio:75% H225% HeTrazas DMetales

Inestable

Protoestrella

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La estructura interna de una estrella es desconocida, pero se puede estimar en función de los modelos de simulación.

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Lo que podemos observar de una estrella, es su capa externa, la cromosfera: - la masa, si es múltiple

- tipo de estrella- el color y su evolución.- la luminosidad relativa y sus variaciones. - su espectro y su evolución (composición, temperatura, giros,

polarizaciones ).- su campo magnético. - sus movimientos respecto al fondo.- pertenencia a cúmulos cerrados y comparación con sus hermanas.

No conocemos nada de su estructura interna, solo podemos ver sus capas exteriores. Cuando los telescopios de neutrinos sean más sensibles, podremos investigar su estructura interna.Aunando los conocimientos de física atómica, termodinámica, física de plasma , hidrodinámica y electromagnetismo, los físicos diseñan modelos informáticos de simulación de estrellas cada vez más afinados.

La mayoría de las simulaciones estelares no contemplan la interacción del campo magnético con el plasma, porque los modelos se hacen demasiado complejos.

La observación de la evolución temporal de los distintos tipos de estrellas ha permitido contrastar los resultados de las simulaciones y la realidad.

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Maquina térmica Estelar/Solar

El núcleo es la esfera o esferoide central, donde se producen las reacciones nucleares. En else producirán todas las reacciones nucleares compatibles con la temperatura y losComponentes.

El núcleo es pequeño con respecto al resto la estrella. Aumenta de tamaño con el tiempo.La temperatura del núcleo es como mínimo mil veces mayor que la de la cromosfera.

El núcleo en muchos casos puede estar estratificado en distintas capas ( como unacebolla), estando la capa más externa enriquecida en H+ y la más profunda en elementomas pesados, pudiendo llegar hasta el hierro y metales cercanos.

Lo que no es núcleo es el resto de estrella, formado por plasma (temperatura > 1000ºC).Las propiedades de esta capa no son uniformes. En algunos casos, gigantes y supergigantes,la

densidades del plasma es muy pequeña en las capas más externas.

Las estrellas pueden tener campo magnético y girar de modo diferencial, como nuestro Sol.

Lo que podemos observar son las finas capas del exterior, la cromosfera y la fotoesfera.

Permanencia en la serie principal

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La combustión nuclear empieza con alrededor de un 75% de hidrógeno, un poco de deuterio y un 25% de helio, junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol, con unos 3*10^6 ºK, el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón H-H o p-p:

H + H D + (e+) + neutrino (2.0 MeV + 0.5 MeV)H + D He3 + neutrino (5.5 MeV)He3 + He3 He4 + H1 +H1 (12.9 MeV)

Estas reacciones quedan simplificadas como la reacción global:4 * H1 He4 + 2* (e+) + 2 * neutrinos (26.7 MeV)

El Helio sufre el bombardeo de protones ( proceso P) , neutrones ( procesos R y S) y particulas alfa y progresivamente generan elementos más pesados ( Litio, Boro, Berilio, Carbono, .....), hasta llegar al hierro.

En estrellas más masivas, el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo CNO o ciclo de Bethe. La cantidad de carbono en el núcleo aumenta y empieza a funcionar el ciclo CNO que compite con el ciclo H-H en producción de energia .El carbono actua como catalizador.

En el núcleo el H y sus isotopos, el He y los metales están perfectamente mezclados y se producen todas las reacciones compatibles con la temperatura/energia del núcleo.

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¿ Por que la reacciones nucleares necesitan temperaturas tan altas ?

Para que se produzca una reacción nuclear es necesario que las partículas se acerquen muchísimo, hasta donde la fuerza fuerte del núcleo empiece a tener efecto.Como las partículas tienen cargas positivas, la repulsión electrostática se opone al acercamiento. Necesitan energía para superar la barrera electrostática.Sin embargo el efecto túnel ayuda a burlar esa barrera.

La composición de las dos curvas origina una curva, el pico de Gamow, donde la reacción se ve favorecida en un rango de energías. Para cada proyectil-blanco, la curva es distinta. Hay una correlación entre la energía media del plasma y su temperatura.

Efecto tunel: mayor energía, Mayor % de Penetración.

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Ciclo CNO

Competencia entre los ciclos H-H y el ciclo CNO.

Ciclo CNO y ciclosAmpliados.

Las capas de plasma que rodean al núcleo se tienen que configurar óptimamente para llevar a la superficie todo el calor que genera el reactor nuclear en cada momento. Los tres mecanismo son: conducción, convección y radiación.

La configuraciones adoptadas pueden ser las de la figura, pero que quede claro que realmente se usan simultáneamente los tres mecanismo, lo que pasa que en función de la masa de la estrella unos prevalecerán respecto a los otros en determinadas zonas.

Otra cosa que puede hacer la estrella, para radiar más calor, es aumentar el diámetro y con ello su superficie radiante. Incremento proporcional al incremento al cuadrado del radio.

Otra posibilidad para radiar más energía, es aumentar su temperatura superficial y con ello cambia su calificación estelar. En este caso el aumento es proporcional a la cuarta potencia del incremento de la temperatura superficial.Si el calor producido en el reactor baja, la estrella se contraerá y con eso aumentara la temperatura y la presión en el reactor. Si hay combustible disponible generara más calor y alcanzara un nuevo equilibrio estable o quedara oscilando entre los dos estados . Si el cambio en la generación de calor es muy rápido, estos mecanismos no serán suficientes.

La fase final Una vez estabilizada, la estrella entra en la serie principal y en ella pasa la mayor parte de su vida. La duración de esta fase

depende de su masa. Cuanto más masa menos tiempo.

Las inestabilidades se producen cuando se ha consumido la mayoría del hidrogeno y el aporte desde el plasma exterior al núcleo no es suficiente. La estrella intenta adaptarse a la cantidad de calor que tienen que emitir.

La caída en la producción de calor genera la inestabilidad de la estrella y entra en su fase de vejez y posterior muerte.

Comienza su peregrinación por el diagrama HR.

Todo lo que se describe a continuación es una mezcla de observación de los fenómenos superficiales de la estrella y los resultados obtenidos por las simulaciones, puesto que, como hemos dicho, el interior de una estrella nos es desconocido.

Las imágenes y diagramas no son mas que representaciones simplificadas, para ayudar a comprender los fenómenos que se producen y evidentemente las zonas no están tan bien definidas y algunos los fenómenos son simultáneos y /o entrelazados.

No hemos tratado los efectos del campo magnético y la rotación sobre la evolución de las estrella masivas, pero sabemos que en el caso de las estrellas de neutrones sus efectos son muy importantes.

Se especula y esta en fase de comprobación que existen estrellas de quark, intermedias entre las estrella de neutrones y los agujeros negros.

Muerte estelarMuerte estelar

La vida de una estrella transcurre plácidamente desde las primeras etapas de su nacimiento hasta su madurez en la secuencia principal del Diagrama HR.

Llegara a su vejez más rápidamente mientras más elevada sea su masa, debido al rápido consumo de su combustible nuclear.estrell

En la vejez abandona la secuencia principal y su evolución estará condicionada por su masa y en mucha menor medida por su rotación, su campo magnético y su metalicidad. También guardará un recuerdo de sus orígenes ( la famosa función Gamma ).

Una estrella es un enorme globo de plasma donde luchan continuamente dos fuerzas, la gravitatoria debido a su masa, que intenta comprimirla y la energía térmica que quiere expandirla. Como hemos visto, el perfil, hacia el centro, de su densidad, temperatura y presión no es lineal.

El comportamiento del gas es distinto al que estamos acostumbrado en la Tierra, el gas no se expande cuanto puede, en el caso de una estrella los átomos y el plasma están sometidas a tres tipos fuerzas, a la fuerza térmica, a la gravitatoria y a la electromagnetica. En el núcleo las fuerzas preponderantes son la electromagnética, la fuerte y la débil.

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Cuando este equilibrio de fuerzas se rompe a favor de una de ellas se producirán fenómenos más o menos violentos, que intentaran restablecer el equilibrio perdido. En casos extremos este equilibrio no se conseguirá, con resultado catastrófico para la estrella. En otros casos quedara oscilando entre dos estados, compresión y expansión.

En la serie principal en la mayoría de las estrellas hay equilibrio entre la energía producida por las reacciones nucleares de fusión y la energía que emite la estrella.

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Por reacciones de fusión termonuclear, el proceso “P”( absorción de protones), el proceso “S” y el proceso “R”(absorción de neutrones), se van formando núcleos más pesados congeneración de calor, pero con menor eficiencia. Al llegar al hierro, según, se aprecia en la gráfica superior derecha, los procesos son endotérmicos y roban calor al núcleo. La gráfica inferior indica los porcentajes de formación de “metales” de una estrella masiva típica

Estrella de quark

estrella de quark

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Como ejemplo, veremos con detalle la posible evolución en el tiempo de nuestro Sol.

En toda la evolución que describiremos a continuación hay que distinguir entre los procesos nucleares que ocurren en el núcleo y sus alrededores y los efectos que producirán en las capas más externas y en la superficie.

Las estrellas son sistemas dinámicos en que todas las partes interaccionan.

Estos cambios se representaran con la ayuda del diagrama HR. Hay que tener en cuenta que es este diagrama se representa la temperatura superficial y la luminosidad, no el tiempo. Una traza larga en el diagrama HR no indica mucho tiempo. El tiempo se representara en un diagrama adjunto o por notas incluidas en el diagrama HR. Esto produce cierta confusión.

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Esta estructura estelar que hemos descrito se mantiene, aunque poco a poco la estrella aumente de temperatura y se comprime, hasta que el hidrógeno del núcleo se va acabando y sólo queda helio.Entonces, la estrella abandona la secuencia principal e inicia el camino hacia su “muerte”. Sin embargo, es ahora cuando las cosas pueden tomar rutas muy diferentes, dependiendo del tamaño de la estrella. De hecho, como ya mencionamos anteriormente, si la estrella es muy pequeña la fusión es tan lenta, que aún no han muerto ni las primeras que se formaron en el Universo, irán perdiendo energia hasta que su temperatura llega a ser tan baja que cristalizan.Se piensa que estas estrellas tan pequeñas “mueren” igual que vivieron: discretamente.

Pero si la masa es parecida al Sol, las cosas se ponen más interesantes.Se trata de un asunto especialmente interesante para nosotros porque nuestro Sol se convertirá en una de ellas en unos 5.500 millones de años. Es además un proceso muy común, ya que todas las estrellas medianas recorren el camino que vamos a describir.

La estrella ha consumido todo el hidrógeno del núcleo, que es ahora una bola de helio rodeada aún del resto de la estrella, que sigue siendo, en su mayor parte, hidrógeno.

iSegún la estrella se va comprimiendo, al ser de un tamaño suficientemente grande, llega un momento en el que el hidrógeno que se encuentra justo rodeando el núcleo de helio se calienta tanto que se produce un renacimiento: ¡empieza la fusión del hidrógeno otra vez!. Pero ya no es la misma fusión que durante la larga estancia de la estrella en la secuencia principal — ahora no se trata del núcleo, sino de una capa externa que rodea al núcleo. Para empezar, esta compresión ha calentado el hidrógeno a temperaturas mayores que las que tenía el del núcleo y, además, el volumen total que se está fusionando es mayor que el que había en el pequeño núcleo (recuerda que el volumen de una esfera es proporcional al cubo del radio, de modo que esta capa tiene un volumen muy grande comparado con el del núcleo primitivo).

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La estrella, con su renovada energía debido a esta fusión más externa, se calienta muchísimo, a la vez que consume hidrógeno a un ritmo mucho mayor que en su juventud, y el proceso se invierte, lejos de seguir comprimiéndose, ahora la estrella se expande muy rápidamente, aumentando muchas veces de tamaño y haciéndose una verdadera gigante. Sin embargo, esta rapidísima expansión produce un efecto contrario, pues la estrella se enfría según se expande, hasta que la temperatura de su superficie disminuye para ser de sólo unos pocos miles de grados. A pesar de ser mas fría superficialmente, como aumenta mucho su superficie, la estrella radia muchísimo más. La densidad de la estrella baja muchísimo, dado que conserva la misma masa.

En los siguientes 250 millones de años el Sol seguirá creciendo y su luminosidad irá en aumento mientras que su superficie se tornará más fría; al final de esta etapa será una gigante roja de color intenso, con un diámetro 100 veces mayor que su tamaño actual y una luminosidad 500 veces más intensa. Mercurio será tragado por el Sol en esta etapa.

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Para entonces el Sol habrá perdido bastante masa y los planetas se habrán ido alejando de la estrella, de modo que la Tierra no estará dentro del Sol. Estaremos tan cerca de la superficie solar que la vida será imposible en nuestro planeta debido a la elevada temperatura, los océanos se habrán evaporado.Las rocas de Venus se volverán líquidas, y el pequeño Mercurio no conseguirá escapar a una órbita suficientemente alejada y será absorbido por el Sol.

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Según la capa de hidrógeno que rodea el núcleo se va convirtiendo en helio, la zona central de la estrella se comprime y calienta, ya que el helio es mas denso que el hidrógeno, hasta que llega un momento en el que se alcanza una temperatura suficientemente alta (al menos cien millones de kelvins) como para que el propio helio empiece a fusionarse.

Lo que sucede entonces puede parecer contradictorio: el núcleo se expande, pues se ha calentado mucho, pero la estrella es de un volumen tan enorme que las capas exteriores casi no sufren cambio. De hecho, al no haber ya un núcleo de helio muy denso, la fusión masiva del hidrógeno alrededor de él disminuye, de modo que, paradójicamente, la cantidad de energía producida por la estrella en su conjunto disminuye.

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El Be8 es un isotopo muy inestable y se necesita una tasa alta de bombardeo con partículas alfa para terminar el proceso triple alfa. La reacción solo es viable a muy altas temperaturas y grandes presiones.

El 8Be producido durante la primera etapa es muy inestable y se desintegra en dos núcleos de helio en 2,6x10-16segundos.

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La estrella se comprime y alcanza en el núcleo los 100 millones de grados, necesarios para disparar el proceso triple alfa del helio.

La cuestión es que este proceso triple alfa se produce más rápido cuanto mayor es la temperatura, no aumenta de velocidad linealmente con la temperatura, sino con T^30. Es una enorme sensibilidad a los cambios de temperatura.

Si cualquier condición varía levemente en el núcleo de helio y la temperatura aumenta, aunque no sea mucho, el proceso puede acelerarse de manera brusca, produciendo energía más rápidamente, que aumenta la temperatura, etc.

Por eso, a veces, las estrellas que están fusionando helio en el núcleo empiezan, de repente, a consumirlo a una enorme velocidad, y en minutos pueden perder cantidades ingentes de helio y producir una intensa emisión de energía, lo que se denomina un flash de helio. En general, las cosas son muy bruscas: hay expansiones y contracciones repentinas y terribles.

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Rama asintótica gigante

Llegado el momento, el helio del núcleo de la estrella se agota de la misma manera que antes se agotó el hidrógeno al final de la secuencia principal. La estrella pasa entonces a quemar el helio en capa y la estrella vuelve a escalar el diagrama H-R mientras su temperatura superficial se reduce y la estrella se vuelve a hinchar. Como la trayectoria seguida se asemeja a la que hizo antes en la fase de gigante roja, esta fase se conoce como la rama asintótica de las gigantes . La estrella acabará hinchándose hasta un tamaño de aproximadamente el doble del que consiguió en la fase de gigante roja.

En esta fase la estrella alcanza la mayor luminosidad que jamás conseguirá, ya que al terminarla se quedará sin combustible nuclear. En ella se producen el segundo y el tercer ciclo, en los que material reprocesado nuclearmente aflora en la superficie.

Al final de esta fase la estrella puede conseguir reactivar el quemado de hidrógeno en una capa relativamente externa de la estrella. La posibilidad de quemar dos especies distintas (hidrógeno y helio) en dos regiones de la estrella inducirá una inestabilidad que dará lugar a pulsos térmicos, los cuales causarán un fuerte aumento en la pérdida de masa de la estrella. Así, la estrella acabará expulsando sus capas exteriores en forma de nebulosa planetaria ionizada por el núcleo de la estrella, el cual acabará por convertirse en una enana blanca.

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Convergente con la secuencia principal se dibuja una línea que indica el final de la fusión de H en el núcleo y se produce un pequeño aumento en la luminosidad, además la estrella abandona la secuencia principal.

El Sol no durará mucho en este estado. En sólo 250 millones de años su fase de gigante roja terminará bruscamente, se agotará prácticamente todo el hidrógeno y el centro del Sol se contraerá de nuevo; esta contracción irá aumentando la temperatura central que finalmente alcanzará un valor de 300 millones de grados.

A esta temperatura se produce el encendido del helio en el núcleo del Sol será un suceso explosivo que se llevará a cabo en unos cuantos minutos, por lo que se le conoce como "el flash de helio". Esta explosión arrojará al espacio una cantidad considerable de la masa del Sol, tal vez un tercio de ella, después de lo cual la masa restante se contraerá y el Sol se reducirá a sólo 10 veces su tamaño actual y su color se volverá anaranjado debido a una mayor temperatura superficial.

La materia expulsada al espacio formara una nebulosa planetaria, que se disipara con rapidez. La nebulosa planetaria es observable mientras la enana blanca es lo suficientemente caliente como para ionizar el hidrógeno que es su componente principal; este periodo dura unos 10.000 años.

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El Be8 es un isotopo muy inestable y se necesita una tasa alta de bombardeo con partículas alfa para terminar el proceso triple alfa. La reacción solo es viable a muy altas temperaturas y grandes presiones.

El 8Be producido durante la primera etapa es muy inestable y decae otra vez en dos núcleos de helio en 2,6·10-16segundos.

Quedara el núcleo con una temperatura superficial será muy alta, del orden de 10,000 grados, por lo que se verá brillar con luz blanca; el Sol se habrá convertido entonces en una enana blanca. Esto ocurrirá cuando el Sol tenga alrededor de 15000 millones de años de edad, dentro de unos 10,000 millones de años. Su luminosidad será entonces de un milésimo de la actual, la Tierra se enfriará lentamente y tal vez, si logra retener sus nubes de vapor, las cuencas de sus océanos se llenarán de nuevo y se helaran.

El núcleo del Sol, ya casi en su totalidad de carbón, que ha quemado ya su helio, nunca alcanzará temperaturas suficientemente altas para quemar el carbón. De ahí en adelante el Sol seguirá encogiéndose y enfriándose, pasando del blanco al infrarrojo. El Sol posiblemente cristalizará en diamantes.

Perdurara un sistema solar sin Mercurio y Venus. La Tierra se enfriara por radiación y por el poco aporte de calor del Sol.

La Tierra quedara estéril. Nuestro sistema solar será prácticamente invisible. HR

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estrella de quark

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Gracias por su amable atención.

¿ Preguntas ?

Referencias: Wiki pedia La vida privada de las estrellas.

En los siguientes 250 millones de años el Sol seguirá creciendo y su luminosidad irá en aumento mientras que su superficie se tornará más fría; al final de esta etapa será una gigante roja de color intenso, con un diámetro 100 veces mayor que su tamaño actual y una luminosidad 500 veces más intensa. Mercurio será tragado por el Sol en esta etapa.

Éstas producirán una nueva expansión del Sol y en los 1 500 millones de años siguientes alcanzará un diámetro de más de tres veces su tamaño actual y su luminosidad será también tres veces mayor. La temperatura en la Tierra será para entonces superior al punto de ebullición del agua y todos los océanos hervirán, evaporándose y concentrándose en densas nubes.

Éstas producirán una nueva expansión del Sol y en los 1 500

Éstas producirán una nueva expansión del Sol y en los 1 500 millones de años siguientes alcanzará un diámetro de más de tres veces su tamaño actual y su luminosidad será también tres veces mayor. La temperatura en la Tierra será para entonces superior al punto de ebullición del agua y todos los océanos hervirán, evaporándose y concentrándose en densas nubes.Se producirá una nueva expansión del Sol y en los 1 500

millones de años siguientes alcanzará un diámetro de más de tres veces su tamaño actual y su luminosidad será también tres veces mayor. La temperatura en la Tierra será para entonces superior al punto de ebullición del agua y todos los océanos hervirán, evaporándose y concentrándose en densas nubes.

El Sol será entonces lo que se conoce como una subgigante roja, pues su temperatura superficial disminuirá y su apariencia se tornará rojiza.

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Evolución de las estrellas en función de la masa que tiene en la serie principal .Es interesante recordar que el diagrama HR no hace referencia al tiempo, algunos estadios duran millones de años y otros procesos terminan en minutos.

También hay que tener en cuenta que el estado final al que llega la estrella no depende de su masa en la serie principal, sino de la masa a la que llega la estrella después de sufrir procesos muy violentos con gran expulsión de materia.

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Estrella de quark

los cambios más importantes se irán originando en el interior del Sol, en el horno nuclear de fusión que cada vez tendrá menos hidrógeno y más hielo. Como consecuencia de esto, el Sol se hará más caliente y más brillante. En unos 1 500 millones de años a partir de ahora su luminosidad será un 15% mayor que la actual y el helio de los casquetes polares en la Tierra se derretirá totalmente.los cambios más importantes se irán originando en el interior del Sol, en el horno nuclear de fusión que cada vez tendrá menos hidrógeno y más hielo. Como consecuencia de esto, el Sol se hará más caliente y más brillante. En unos 1 500 millones de años a partir de ahora su luminosidad será un 15% mayor que la actual y el helio de los casquetes polares en la Tierra se derretirá totalmente.los cambios más importantes se irán originando en el interior del Sol, en el horno nuclear de fusión que cada vez tendrá menos hidrógeno y más hielo. Como consecuencia de esto, el Sol se hará más caliente y más brillante. En unos 1 500 millones de años a partir de ahora su luminosidad será un 15% mayor que la actual y el helio de los casquetes polares en la Tierra se derretirá totalmente.los cambios más importantes se irán originando en el interior del Sol, en el horno nuclear de fusión que cada vez tendrá menos hidrógeno y más hielo. Como consecuencia de esto, el Sol se hará más caliente y más brillante. En unos 1 500 millones de años a partir de ahora su luminosidad será un 15% mayor que la actual y el helio de los casquetes polares en la Tierra se derretirá totalmente.los cambios más importantes se irán originando en el interior del Sol, en el horno nuclear de fusión que cada vez tendrá menos hidrógeno y más hielo. Como consecuencia de esto, el Sol se hará más caliente y más brillante. En unos 1 500 millones de años a partir de ahora su luminosidad será un 15% mayor que la actual y el helio de los casquetes polares en la Tierra se derretirá totalmente.los cambios más importantes se irán originando en el interior del Sol, en el horno nuclear de fusión que cada vez tendrá menos hidrógeno y más hielo. Como consecuencia de esto, el Sol se hará más caliente y más brillante. En unos 1 500 millones de años a partir de ahora su luminosidad será un 15% mayor que la actual y el helio de los casquetes polares en la Tierra se derretirá totalmente.

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Los cambios más importantes se irán originando en el interior del Sol, en el horno nuclear de fusión que cada vez tendrá menos hidrógeno y más helio.La convección que alimenta nuevo hidrogeno al núcleo decrece en eficacia.El Sol se hará más caliente y más brillante.

En unos 1 500 millones de años, a partir de ahora, su luminosidad será un 15% mayor que la actual y el hielo de los casquetes polares en la Tierra se derretirá totalmente.

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Anexo

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La temperatura del Sol no aumentará de forma indefinida; dentro de unos 4 o 5 000 millones de años, el Sol prácticamente habrá quemado todo el hidrógeno de su núcleo y lo habrá convertido en helio; para entonces su luminosidad será casi el doble de la actual y su tamaño habrá aumentado en un 40%. La convección de la capas externas con las capas más internas no será capaz de alimentar de hidrogeno al núcleo. Las reacciones de fusión en su núcleo empezarán a extinguirse y ya no habrá presión suficiente para

La temperatura del Sol no aumentará de forma indefinida; dentro de unos 4 ó 5,000 millones de años, el Sol prácticamente habrá quemado todo el hidrógeno de su núcleo y lo habrá convertido en helio; para entonces su luminosidad será casi el doble de la actual y su tamaño habrá aumentado en un 40%.

La convección de la capas externas hacia las capas más internas no será capaz de alimentar suficiente hidrogeno al núcleo. Las reacciones de fusión en su núcleo empezarán a extinguirse y ya no habrá presión suficiente para mantener su tamaño; empezará a contraerse y con ello a calentarse más, y nuevas reacciones de fusión de hidrógeno se iniciaran ahora en las capas circundantes al núcleo ya agotado.

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