El cielo nocturno atrae una mirada curiosa con cuerpos celestes centelleantes: estrellas. Con qué frecuencia se pide un deseo al ver una estrella fugaz. Aunque su número en el Universo se acerca a los 100 quintillones, los científicos todavía tienen dudas sobre la vida útil de los cuerpos celestes luminosos.
Una estrella llamada sol
En todos los aspectos, el Sol es una estrella típica que ilumina la Tierra durante unos cinco mil millones de años y seguirá brillando tanto según la investigación científica. La duración del resplandor del Sol está influenciada por la cantidad de combustible en el cuerpo celeste.
De hecho, las reacciones de fusión termonuclear ocurren en todas las estrellas, por lo que se observa el brillo visual del cuerpo. El proceso de fusión ocurre como resultado de reacciones en los núcleos calientes de las estrellas, donde el índice de temperatura alcanza los 20 millones de ° C (20000273.15 kelvin).
Relativa a la temperatura y se distinguen los grados de reacciones que ocurren en el núcleo, en muchos casos debido al color de la superficie de la estrella. Las estrellas más frías son rojas, con una temperatura de reacción central de hasta 3500 K. Las estrellas amarillas vistas a través de binoculares tienen una temperatura central de hasta 5500 K, y las estrellas azules, de 10.000 a 50.000 K.
La tasa de liberación de energía en una estrella y su vida útil
La vida de las estrellas comienza como una formación de nubes de polvo y gas. En tal formación, comienza la combustión de hidrógeno, la producción de helio. Cuando el hidrógeno se quema por completo, comienzan los procesos posteriores de las etapas de formación de un cuerpo celeste, como la combustión del helio, donde se obtienen como resultado elementos más pesados.
Es el indicador de temperatura de la combustión de una estrella, así como la presión gravitacional de las capas externas, lo que afecta la tasa de liberación de energía por parte del cuerpo, que está directamente relacionada con su vida útil total. Los parámetros anteriores de combustión y presión externa, seguidos de un aumento general en la masa de un cuerpo celeste, aumentan. Por tanto, aumenta la tasa de producción de energía y, por tanto, la luminosidad observada de las estrellas.
Las estrellas con un peso cúbico masivo queman su propio combustible nuclear mucho más rápido, solo durante varios millones de años, mientras son los cuerpos celestes más brillantes. Los cuerpos de baja masa queman hidrógeno de manera más económica y usan su combustible con más moderación, por lo que pueden vivir incluso más tiempo que el Universo. Aunque la luminosidad de las estrellas de baja masa es pequeña y la liberación de energía es débil, su vida puede llegar hasta los 15 mil millones de años.
La vida de las estrellas y sus generaciones
La vida útil total de las estrellas depende no solo del tamaño, sino también de la composición inicial en el momento de la formación. Los primeros cuerpos celestes del Universo vivieron solo unas pocas decenas de millones de años, ya que eran de un tamaño enorme y estaban compuestos únicamente de hidrógeno.
En los núcleos de cuerpos tan grandes y de hidrógeno, las reacciones termonucleares procedieron más rápido, en las que el hidrógeno se convirtió en componentes más pesados y helio. Además, el núcleo se enfría, ya que ni la temperatura ni la presión son suficientes para procesar elementos más pesados, y la estrella explota. Los remanentes después de la explosión de tales cuerpos celestes forman estrellas nuevas, menos calientes y más brillantes.
Una estrella, como el Sol, pertenece a la tercera generación de estrellas enanas amarillas de clase espectral G. Cuando se forman, estas estrellas contienen no solo hidrógeno, sino también litio y helio. Pasarán más de mil millones de años antes de que se agote el combustible de hidrógeno para la vida útil en el ejemplo de una estrella como el Sol, ya que las estrellas típicas se encuentran en el medio de su propia trayectoria de vida.
