¿Cómo arde continuamente el sol?
La respuesta a esta pregunta se puede dividir en dos partes: ” ¿Cuál es el mecanismo por el cual el sol produce energía ?” y ” ¿Cómo produce el sol energía estable durante mucho tiempo? “.
Abordaré primero el mecanismo de producción de energía. En primer lugar, la palabra “quemar” es engañosa. En la vida cotidiana, cuando dices quemar (o más técnicamente, quemar ), te refieres a un proceso de oxidación exotérmica, que generalmente involucra oxígeno atmosférico. Lo que sucede en el sol es muy diferente de la combustión: se llama fusión y es un proceso nuclear en lugar de químico. (es decir, mediado por fuerzas nucleares en lugar de electromagnéticas). El resumen de este proceso es que cuatro núcleos de hidrógeno (protones) se fusionan para formar un núcleo de helio que libera energía. Los detalles de cómo sucede exactamente esto dependen de las condiciones que existen dentro de la estrella. Como me preguntaste sobre el Sol, elaboraré lo que sucede en el Sol. El proceso es el siguiente.
[matemáticas] H ^ 1 + H ^ 1 \ rightarrow H ^ 2 + e ^ + + \ nu [/ matemáticas]
[matemáticas] H ^ 2 + H ^ 1 \ flecha derecha He ^ 3 + \ gamma [/ matemáticas]
[matemáticas] He ^ 3 + He ^ 3 \ rightarrow He ^ 4 + 2 H ^ 1 [/ math]
Esto se llama reacción en cadena protón-protón. Observe que las partículas en el LHS de cada reacción están todas cargadas positivamente. Para que las reacciones sucedan, la temperatura debe ser suficiente para superar la repulsión electrostática entre partículas cargadas positivamente. Dichas temperaturas se alcanzan solo en el núcleo de la estrella. (La temperatura central del Sol es [matemática] 16 * 10 ^ 6 K [/ matemática].) Entonces, la reacción de fusión ocurre solo en el núcleo. Ahora, el núcleo de helio es muy estable y tiene menos energía en comparación con el núcleo de hidrógeno. Esta diferencia de energía se libera como la energía cinética de los productos y los rayos gamma (producidos directamente en el paso 2 y mediante la aniquilación del positrón producido en el paso 1) y asciende a aproximadamente 26,2 MeV. Se pierde algo de energía a medida que los neutrinos (producidos en el paso 1) se llevan su energía sin interactuar con la materia.
En las estrellas masivas, la producción de energía ocurre predominantemente a través de otro proceso llamado ciclo CNO (búsquelo), aunque no es muy significativo en el sol.
Sobre la estabilidad, la vida de una estrella es un tira y afloja entre la gravedad que empuja la materia hacia adentro y la presión que empuja la materia hacia afuera. Esta presión proviene de dos fuentes: gas y radiación. La presión de gas viene dada por la familiar ecuación de gas ideal, [matemática] P_ {gas} = nRT [/ matemática] (donde n es la densidad numérica) y la presión de radiación está dada por [matemática] P_ {rad} = aT ^ 4 [ / math] (vea el artículo de wikipedia para ver cómo surge). Tenga en cuenta que ambos son funciones crecientes de la temperatura. En otras palabras, el gas y la radiación más calientes pueden equilibrar más gravedad. Por lo tanto, las estrellas más masivas son más calientes. Mantener la temperatura lo suficientemente alta como para equilibrar la gravedad requiere una producción de energía constante ya que las estrellas más calientes emiten más radiación. (vea la ley de Stefan-Boltzmann – [matemática] L = {4} {\ sigma} {\ pi} {R ^ 2} T_s ^ 4 [/ matemática] donde [matemática] T_s [/ matemática] es la temperatura de la superficie que es mucho menos que la temperatura central; pero aumenta con la temperatura central en condiciones normales).
Este negocio de equilibrar la gravedad con la presión (equilibrio hidrostático) requiere una fusión constante de hidrógeno. Todo está bien siempre que haya suficiente hidrógeno para fusionar. El estado de una estrella donde fusiona hidrógeno y todo está bien se llama secuencia principal. El sol ha estado en la secuencia principal durante unos 4.600 millones de años y se espera que permanezca allí durante otros 4.000 millones de años. Pero inevitablemente, el hidrógeno se agota y la gravedad ya no puede ser soportada por la fusión de hidrógeno. Cuando eso sucede, la estrella pasa por una serie de fases interesantes (ver Evolución estelar para más detalles) y basta con decir que el Sol eventualmente entrará en la fase gigante roja donde se expande y se traga todo dentro de aproximadamente la órbita de la Tierra. Los gigantes rojos viven de la fusión de helio con carbono (ver proceso de triple alfa) y elementos más pesados. Cuando eso también se agota, la estrella termina su vida convirtiéndose en un objeto compacto. El sol eventualmente arrojará sus capas externas (que ahora ha crecido tanto como la órbita de la tierra) como una nebulosa planetaria y se convertirá en una enana blanca. Las estrellas más pesadas morirán más violentamente cuando las explosiones de Supernova se conviertan en estrellas de neutrones o agujeros negros.