Reacciones termo nucleares en las estrellas

ESTRELLAS Son cuerpos con simetría esférica compuesto por

gases plasmáticos (ionizados) que libera energía y materia al espacio en forma de radiación electromagnética y partículas elementales. El brillo de la estrella se debe a reacciones termonucleares que se llevan a cabo principalmente en el núcleo de la misma. Tales reacciones se clasifican en 2 categorías:

Reacciones de fusión - Reacciones de fisión

Reacciones de fusión fusión (núcleos atómicos livianos ---con pocos protones y

neutrones--- se unen para formar un núcleo atómico más pesado ---con muchos protones y neutrones---, liberando así radiación. Esta es la fuente principal de energía de la estrella),

La fusión nuclear es un proceso donde dos o más núcleos se combinan para formar un elemento con un número atómico mayor (más protones en el núcleo). La fusión es el proceso contrario de la fisión nuclear. La reacción de fusión produce la energía del Sol y otras estrellas.

La fusión libera energía. La energía liberada está relacionada con la famosa ecuación de Einstein, E=mc2.

Para que ocurra una reacción de fusión es necesario que los núcleos estén muy cerca el uno del otro de manera que las fuerzas nucleares sean relevantes y "peguen" los núcleos. La fuerza nuclear solo actúa en distancias pequeñísimas y tiene que contrarrestar a las fuerzas

Reacciones de fisión y reacciones por fisión (un núcleo atómico pesado se

divide en varias partes dando origen a núcleos más livianos, liberando también mucha radiación. Sin embargo, esta representa sólo una pequeña fracción de los procesos termonucleares que generan energía). El "combustible" termonuclear de la estrella no es más que los elementos (hidrógeno, helio, carbón, etc.) de los cuales están formados los gases ionizados y que sufren las reacciones termonucleares. Se dice que una estrella ha agotado su "combustible" cuando las reacciones termonucleares dejan de generar la energía suficiente para que la estrella siga brillando... comienza entonces el proceso de muerte estelar. Dependiendo de la masa de la estrella, una vez que deja de generar energía, la misma se convertirá en una Enana Blanca, Estrella de Neutrones u Hoyo Negro

El combustible

El "combustible" termonuclear de la estrella no es más que los elementos (hidrógeno, helio, carbón, etc.) de los cuales están formados los gases ionizados y que sufren las reacciones termonucleares. Se dice que una estrella ha agotado su "combustible" cuando las reacciones termonucleares dejan de generar la energía suficiente para que la estrella siga brillando... comienza entonces el proceso de muerte estelar. Dependiendo de la masa de la estrella, una vez que deja de generar energía, la misma se convertirá en una Enana Blanca, Estrella de Neutrones u Hoyo Negro. Para que se forme una Estrella de Neutrones o un Hoyo Negro (según los modelos de evolución estelar), la estrella debe pasar por la fase de SUPERNOVA

Flujo de radiación flujo de radiación) que recibimos de la estrella. Este flujo

de radiación (que sale de la estrella y llega hasta nosotros) interactúa con el medio interestelar y sufre cambios, por lo que además de proporcionar información sobre la estrella también lo hace sobre el medio interestelar. Sean 2 estrellas de magnitud "n" y la otra de mag. "p", donde n > p. Entonces la primera estrella será (2.5)^(n-p) veces menos brillante que la 2da., o en otras palabras, la 2da estrella será (2.5)^(n-p) más brillante que la 1ra. Ejemplo: sean 2 estrellas, una de mag. 3 y la otra de mag. 1, entonces la 1ra será (2.5)^(3-1) = (2.5)^2 < 6.3 veces menos brillante que la de magnitud 1 ! Ahora bien, una estrella puede tener un brillo "débil" por varias razones; puede ser que la misma esté a una distancia muy lejana o que la luz emitida por la misma haya pasado por material interestelar muy denso y por ende su brillo se nota débil; o puede ser que se trate de una estrella cercana que es intrínsecamente débil. Debido a que el factor "distancia" no se conoce, se introduce a continuación una cantidad auxiliar que elimina a dicho factor de consideraciones prácticas

Fusión y Fusión

Vidas de las estrellas