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Estrella

Estrella

es una de las agrupaciones de estrellas jóvenes más conocida.]] Una estrella es una esfera de plasma autogravitante, en equilibrio hidrostático, que genera energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar. Se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido al efecto de la atmósfera terrestre. El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en nuestro cielo provoca el día o la noche respectivamente. Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120 masas solares (M_sol). Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diez milésima a un millón de veces la luminosidad del Sol. Radio, temperatura y luminosidad de la estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:

L =  4 \pi R^2 \sigma T_^4

:Donde L es la luminosidad,

\sigma

la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y T_e la temperatura efectiva.

Formación y evolución de las estrellas

- Más información en: Formación estelar | Evolución estelar | Diagrama de Hertzsprung-Russell Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H₂) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad, aumenta progresivamente siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando el hidrógeno del núcleo se agota, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar), pudiendo convertirse en una enana blanca, o explotando como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico. (ver: Escalas de tiempo estelar). Una estrella típica como el Sol tendrá simetría esférica y perderá a lo largo de su vida una cantidad de masa despreciable con respecto al total. En el sistema solar unos 10²⁰ gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Las perdidas de masa solo serán significativas en las estrellas de más de 10 masas solares mucho más escasas. En las fases finales de la vida de una estrella, ya sea mediante supernovas o por la acción de intensísimos vientos estelares, devuelve parte del material que la forma al espacio interestelar. Esto incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas aumentando así la metalicidad del Universo.

Agrupaciones y distribución estelar

- Más información en: Galaxias | Cúmulo estelar | Estrellas binarias | Planeta extrasolar

Estrellas ligadas

Las estrellas están normalmente ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas binarios, ternarios o agrupaciones mayores. La mayor parte de las estrellas forman parte de sistemas binarios, otras se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos son fruto de brotes de formación estelar y se cree que todas las estrellas se forman en grupo. En la Vía Láctea se distinguen dos tipos. Los cúmulos globulares que se encuentran en el halo y contienen entre 10.000 y 1.000.000 de estrellas y los cúmulos abiertos que están en el disco y són de formación reciente, algunos con abundantes estrellas azules. Estos últimos son notablemente más pequeños e irregulares que los primeros y tienen un intervalo de edades entre sus miembros más amplio.

Estrellas aisladas

No todas mantienen esos lazos gravitatorios, otras como el Sol, viajan solitarias, habiéndose separado hace mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia, entre agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

Sistemas extrasolares

gas interestelar En tiempos recientes se han descubierto también otros sistemas planetarios. Se conocen alrededor de 120 estrellas con compañeros subestelares con masas entre una y diez veces la masa de Júpiter. Son conocidos como planetas extrasolares aunque en los más grandes se discute si podrían ser, tal vez, enanas marrones. A pesar de todo la contribución a la masa total de la galaxia de estos cuerpos planetarios es despreciable. También se observan alrededor de algunas estrellas discos de acrecimiento protoplanetarios.

Distribución estelar

Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo a pesar de lo que pueda parecer a simple vista. En realidad están agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de sagitario.

Estructura estelar

- Más información en: Estructura estelar | Sol Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte ya sea por convección o radiación se dividirá en dos zonas, radiante y convectiva. Finalmente la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible y se divide en cromosfera, fotosfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Empero, la corona supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Su grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas. A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otrás al revés y eso dependerá tanto de la masa del astro como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.

Generación de energía en las estrellas

- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Producción de energía en las estrellas | Pico de Gamow | Evolución estelar A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cual era la fuente de la increible energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Cuando se descubrió la interacción fuerte, aparecieron dos nuevos candidatos. La fisión y la fusión nuclear. La fisión quedó rápidamente descartada, ya que en las estrellas apenas se detectaba presencia alguna de elementos más pesados que el hierro. En seguida quedó claro que solo la fusión nuclear podía proveer a las estrellas de esas ingentes cantidades de energía que precisaban para mantener su estabilidad. Aún así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow. Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas las cuales dependen de la masa y composición de las mismas. Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 10⁷ K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón: :4¹H → 2²H + 2e⁺ + 2ν_e (4.0 MeV + 1.0 MeV) :2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV) :2³He → ⁴He + 2¹H (12.9 MeV) Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global: :4¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2γ + 2ν_e (26.7 MeV) En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo del carbono-nitrógeno-oxígeno. Esto es representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares: En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 10⁸ K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa: :⁴He + ⁴He + 92 keV → ^{8
-}Be :⁴He + ^{8
-}Be + 67 keV → ^{12
-}C :^{12
-}C → ¹²C + γ + 7.4 MeV La reacción global es: :3⁴He → ¹²C + γ + 7.2 MeV

Composición

- Más información en: Metalicidad La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio. En la Vía Láctea, las estrellas se clasifican en dos grandes grupos según su riqueza en metales. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella. La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.

La estrella prototípica

- Más información en: Sol El Sol es tomado como la estrella prototípica, no porque sea especial en ningún sentido, sino porque es la más cercana a la Tierra y por tanto la más estudiada. La mayoría de las características de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en astrofísica estelar como patrones. La masa del Sol es: :M_sol = 1.9891 × 10³⁰ kg y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como M_sol.

Clasificación

- Más información en: Clasificación estelar La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual. La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catálogo del Observatorio de Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad.

Tipos espectrales

Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella. La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares. Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:

Clases de luminosidad

Desafortunadamente la clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño. Ambos sistemas de clasificación son complementarios. Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.

Mitología estelar

Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio sol, las estrellas en general tienen su propia mitología. En estadios precientíficos de la civilización, se las ha observado como entidades vivientes (animismo), dotadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identifiado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses/diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico.

Bibliografía

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- Gribbin, John y Gribbin, Mary: Stardust, Supernovae and Life — The Cosmic Connection. Yale University Press, 2001 ISBN 0300090978
- Kippenhahn, R. y Weigert, A.: Stellar structure and evolution. 2a edición corregida ISBN 3-540-50211-4
- Murdin, Pavy y Lesley: Supernovas. Promotora General de Estudios, 1989 ISBN 8486505224
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- Pickover, Clifford. The Stars of Heaven. Oxford University Press, 2001 ISBN 0195148746
- Prialnik, D.:An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press, 2000 ISBN 0-521-65065-8
- Scheffler, H. y Elsässer, Hans: Physik der Sterne und der Sonne ISBN 3-411-14172-7
- Voigt, H. H.: Abriß der Astronomie ISBN 3-411-03148-4
- Widmann, W. et al. Guía de las estrellas. Ediciones Omega, 1999.

Véase también

- Estructura estelar
- Clasificación estelar
- Diagrama de Hertzsprung-Russell
- Evolución estelar
- Catálogo de estrellas
- Constelaciones
- Listado de estrellas
- Objeto astronómico

Enlaces externos

- [http://www.astrosurf.com/astronosur/estrellas.htm AstronomíaSur] Estrellas
- [http://www.portalciencia.net/mito.html portalciencia.net] Mitología: Estrellas y Planetas
- [http://www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/coast/betel.html Imágenes de posiciones estelares en la superficie de Betelgeuse]
- [http://simbad.u-strasbg.fr/sim-fid.pl Descubra qué se conoce de una estrella determinada, ingresando su nombre o posición]
- [http://jumk.de/astronomie/astronomy.shtml Lista de estrellas especiales]
- [http://www.zum.de/Faecher/A/Sa/STERNE/beg_sky.htm www.zum.de] Formación estelar
- [http://www.astronomia.de/sternent.htm www.astronomia.de] Formación estelar (resumen)
- [http://celestia.sourceforge.net/ Celestia] Simulación espacial 3D en tiempo real (OpenGL) categoría:Astronomía y astrofísica categoría:Astrofísica estelar
- ja:恒星 ko:항성 ms:Bintang simple:Star th:ดาวฤกษ์

Esfera

La palabra proviene del griego σφαῖρα, «sfaira».

Definición

Una esfera es la superficie formada por todos los puntos del espacio tales que la distancia (llamada radio) a un punto determinado, denominado centro, es siempre la misma. También se refiere al sólido cuyo volumen se haya contenido en la superficie anterior; con este significado se emplea especificamente la palabra bola. La esfera es la figura geométrica que para la misma cantidad de volumen presenta una superficie externa menor. Esta propiedad es la causa de su omnipresencia en el mundo físico: en la superficie de una gota de un líquido inmerso en un ambiente gaseoso o también líquido (pero con líquidos que no se pueden mezclar), existen fuerzas superficiales que desformaran la gota hasta encontrar el valor mínimo de tensión en todos los puntos de la misma, y este mínimo corresponde a una esfera, en ausencia de toda perturbación exterior.Se genera haciendo girar un simicirculo alrededor de un diametro.

Superficie y Volumen

La superficie de una esfera de radio, r, es

S = 4\cdot \pi \cdot r^2

El volumen de una esfera de radio, r, es

V = \frac  3

Si se consideran La superficie y el volumen como funciones S(r) y V(r) del radio, entonces se nota que la superficie es la derivada del volumen, y este es una primitiva (la que verifica V(0) = 0) de la superficie. Este hecho no es casualidad, pues se puede descomponer el volumen en capas de espesor arbitrariamente pequeño dr, y los volúmenes de estas capas se aproximan a S(r)·dr cuando dr tiende hacia cero.
Sumando los volúmenes (infinitesimales) de todas estas capas (en cantidad infinita) cuando el radio r varia de cero a R da por definición la integral siguiente:

V(R) = \int_0^R S(r)dr

Ecuación

En un sistema de coordenadas ortonormado (ortogonal y unitario), la ecuación de la esfera unitaria (de radio 1) centrada en el origen es: x² + y² + z² = 1
Esta ecuación se obtiene considerando el punto M(x,y,z) de la esfera y diciendo que la norma del vector OM es igual a 1. Más generalmente, las esfera de radio r, de centro Ω(a, b, c) tiene como ecuación: (x - a)² + (y - b)² + (z - c)² = r²
La ecuación del plano tangente en el punto M(x', y', z') se obtiene mediante el desdoblamiento de las variables: En el caso de la esfera unitaria: x·x' + y·y' + z·z' = 1, y en el segundo ejemplo: (x - a)·(x' - a) + (y - b)·(y' - b) + (z - c)·(z' - c) = r²

Secciones

integral La intersección de un plano y una esfera, cuando se cortan, es una circunferencia (eventualmente reducida a un punto). La esfera es la única superficie del espacio que tiene esta propiedad.
Si el plano pasa por el centro de la esfera, el radio del círculo es el mismo que el de la esfera, r. En este caso, la circunferencia puede llamarse ecuador o gran círculo.
Si la distancia d entre el plano y el centro es inferior al radio r de la esfera entonces el radio de la sección es, aplicando el teorema de Pitágoras:

r' = \sqrt

teorema de Pitágoras Por otra parte dos esferas se intersecan si d ≤ r + r' y |r - r'| ≤ d (son las desigualdades triangulares, y equivalen al que ningún lado es superior a la suma de los otros dos), es decir si existe un triángulo con lados que midan r, r y d, donde d es la distancia entre los centros de las esferas, r y r sus radios. En tal caso, la intersección es también una circunferencia. Cuando una de las desigualdades anteriores es una igualdad, la intersección será un mero punto, que es una circunferencia de radio cero. En general, el radio es

\frac 2 d \sqrt \quad  \mbox \quad m = \frac  2

el medio perímetro. teorema de Pitágoras

Localizarse sobre la esfera

Para localizar un punto sobre la esfera, las coordenadas cartesianas no son las mejores por varias razones: En primer lugar porque hay tres coordenadas cartesianas mientras que la esfera es un espacio bidimensional, en segundo lugar, tratándose de una esfera, el ángulo es un concepto más natural que las coordenadas rectangulares.
Se elige un ecuador y un punto I del mismo como origen de los ángulos, se escoge una orientación del ecuador para definir el signo del ángulo θ. Se escoge uno de los dos puntos de la esfera más distantes del ecuador (K en la figura) - llamados polos - para definir el signo del ángulo φ.
Todo punto de la esfera está localizado de manera inequívoca por los dos ángulos θ y φ. Este resultado es muy intuitivo: con una rotación en el plano horizontal (plano del ecuador) y otra vertical (hacia un polo) el punto I puede sobreponerse a cualquier punto de la esfera.
En geometría es norma expresar estos ángulos en radianes (permite calcular longitudes de los arcos de círculos), mientras que en geografía se usan los grados: en este contexto, θ es la latitud del punto y φ su longitud si se toma para I el punto del ecuador en el meridiano de Greenwich y para K el polo norte. Latitudes positivas corresponden al hemisferio norte, y longitudes positivas al hemisferio este (como M en la figura). Introducir el tercer parámetro r = OM permite localizar cualquier punto del espacio con las coordenadas esféricas (r, φ, θ). Si se impone tomar φ en un intervalo semiabierto de longitud 2π y θ en uno de longitud π entonces cualquier punto del espacio tiene coordenadas esféricas únicas salvo los del eje vertical (OZ) (donde cualquier valor de φ vale). Las coordenadas cartesianas (x, y, z) en el sistema de coordenadas (0, I, J, K) son dadas por:

\left\

Plasma (estado de la materia)

thumb En física y química, un plasma es un sistema que contiene un número significativo de partículas cargadas libres y cuya dinámica presenta efectos colectivos dominados por las interacciones electromagnéticas de largo alcance entre las mismas. Con frecuencia se habla del plasma como un estado de agregación de la materia con características propias, diferenciándolo de este modo del estado gaseoso, en el que no existen efectos colectivos importantes.

Historia

Se puede decir que la disciplina que hoy llamamos física del plasma nació de la convergencia entre dos líneas de investigación originadas en el siglo XIX. gaseoso Por un lado, el estudio riguroso de las descargas eléctricas fue iniciado en Inglaterra por Michael Faraday y continuado después por Joseph John Thomson, William Crookes y Sealy Edward Townsend. En 1923 Irving Langmuir observó que los gases ionizados presentes en una descarga respondían colectivamente a las perturbaciones externas. Esta cualidad, análoga a la de los plasmas sanguíneos, le llevó a adoptar el término plasma para referirse a estos sistemas. La otra columna sobre la que descansa la física del plasma proviene de los estudios sobre el comportamiento de fluidos conductores bajo la influencia de campos electromagnéticos. Esta disciplina, llamada magnetohidrodinámica, fue desarrollada inicialmente por Michael Faraday y André-Marie Ampère. En el siglo XX la magnetohidrodinámica permitió estudiar fenómenos observados en el Sol y en la ionosfera terrestre. Por ejemplo, las ondas magnetohidrodinámicas, hoy llamadas ondas de Alfvén en honor al físico sueco Hannes Alfvén, fueron introducidas por el mismo en 1942. Esta aportación fue premiada con el premio Nobel de física en 1970, único premio Nobel concedido hasta hoy por trabajos en la física del plasma. Tras la Segunda Guerra Mundial el creciente interés en desarrollar reactores de fusión que proporcionaran una energía limpia, segura y barata alimentó un rápido avance de la física del plasma, esencial para entender el comportamiento de un gas a las altas temperaturas necesarias en el interior de tales dispositivos. A pesar del optimismo inicial, la fusión nuclear aún no ha logrado cumplir sus promesas, principalmente debido a la existencia de inestabilidades antes desconocidas en el plasma. Sin embargo, la comunidad científica espera que el Reactor Termonuclear Experimental Internacional (ITER) logre eliminar tales inestabilidades y opere sostenidamente en condiciones energéticamente rentables de fusión. Actualmente la física del plasma es una disciplina madura y extensa. Sus herramientas son imprescindibles en la investigación astrofísica y geofísica; sus aplicaciones tienen una gran importancia económica y van desde la mencionada fusión nuclear hasta el tratamiento de materiales mediante descargas eléctricas. Otros usos industriales son el grabado de circuitos electrónicos y la purificación de emisiones contaminantes.

Parámetros de un plasma

Puesto que existen plasmas en contextos muy diferentes y con características muy diversas, la primera tarea de la física del plasma es definir apropiadamente los parámetros que deciden el comportamiento de un plasma. El conocimiento de estos parámetros permite al investigador escoger la descripción más apropiada para su sistema. Los principales parámetros son los siguientes:

Neutralidad y especies presentes

Generalmente un plasma está formado por igual número de cargas positivas y negativas, lo que anula la carga total del sistema. En tal caso se habla de un plasma neutro o cuasi-neutro. También existen plasmas no neutros, como el flujo de electrones dentro de un acelerador de partículas, pero requieren algún tipo de confinamiento externo para vencer las fuerzas de repulsión electrostática. Los plasmas más comunes son los formados por electrones e iones. En general puede haber varias especies de iones dentro del plasma, como moléculas ionizadas (cationes) y otras que han capturado un electrón y portan una carga negativa (aniones).

Longitudes

La longitud de Debye o de apantallamiento electromagnético (

\lambda_D

) determina el rango típico de las interacciones electrostáticas de una determinada especie. Supongamos una cierta carga positiva presente en un plasma de electrones e iones. Los electrones serán atraídos y formarán una capa de carga negativa alrededor de ella. A partir de cierta distancia la carga habrá quedado neutralizada y no tendrá efectos apreciables. La longitud de Debye es una estimación de esta distancia. En un gas de electrones de densidad

n_e

y temperatura

T_e

tenemos

\lambda_D = (kT/4\pi n_e^2)^,

donde

k

simboliza la constante de Boltzmann. Otra longitud importante en un plasma es el camino libre medio o la distancia media entre colisiones. Este parámetro y su comparación con la longitud de Debye determinan la importancia que hemos de dar a las colisiones en el modelado de nuestro sistema.

La frecuencia de plasma

Así como la longitud de Debye proporciona una medida de las longitudes típicas en un plasma, la frecuencia de plasma (

\omega_p

) describe sus tiempos característicos. Supongamos que en un plasma en equilibrio y sin densidades de carga introducimos un pequeño desplazamiento de todos los electrones en una dirección. Éstos sentirán la atracción de los iones en la dirección opuesta, se moverán hacia ella y comenzarán a oscilar en torno a la posición original de equilibrio. La frecuencia de tal oscilación es lo que denominamos frecuencia de plasma. La frecuencia de plasma de los electrones es

\omega_ = (4\pi n_ee^2/m_e)^,

donde

m_e

es la masa del electrón y

e

su carga.

Temperatura: velocidad térmica

Por lo general las partículas de una determinada especie localizadas en un punto dado no tienen igual velocidad: presentan por el contrario una distribución que en el equilibrio térmico es descrita por la distribución de Maxwell-Boltzmann. A mayor temperatura, mayor será la dispersión de velocidades (más ancha será la curva que la representa). Una medida de tal dispersión es la velocidad cuadrática media que, en el equilibrio, se denomina también velocidad térmica. Es frecuente, aunque formalmente incorrecto, hablar también de velocidad térmica y de temperatura en plasmas lejos del equilibrio termodinámico. En tal caso, se menciona la temperatura que correspondería a una velocidad cuadrática media determinada. La velocidad térmica de los electrones es:

v_ = (kT_e/m_e)^

El parámetro de plasma

El parámetro de plasma (

\Gamma

) indica el número medio de partículas contenidas en una esfera cuyo radio es la longitud de Debye (esfera de Debye). La definición de plasma, según la cual la interacción electromagnética de una partícula con la multitud de partículas distantes domina sobre la interacción con los pocos vecinos próximos, puede escribirse en términos del parámetro de plasma como

\Gamma \gg 1

. Esto es: hay un gran número de partículas contenidas en una esfera de Debye. Es común referirse a esta desigualdad como ´´condición de plasma.´´ Nótese que algunos autores adoptan una definición inversa del parámetro de plasma (

g=1/\Gamma

), con lo que la condición de plasma resulta ser

g \ll 1

. El parámetro de plasma de los electrones es

\Gamma = (4\pi/3)n_e\lambda_D^3

Modelos teóricos

Tras conocer los valores de los parámetros descritos en la sección anterior, el estudioso de los plasmas deberá escoger el modelo más apropiado para el fenómeno que le ocupe. Las diferencias entre diferentes modelos residen en el detalle con el que describen un sistema, de modo que se puede establecer así jerarquía en la que descripciones de nivel superior se deducen de las inferiores tras asumir que algunas de las variables se comportan de forma prescrita. Estas asunciones o aproximaciones razonables no son estrictamente ciertas pero permiten entender fenómenos que serían difíciles de tratar en modelos más detallados. Por supuesto, no todas las especies han de ser descritas de una misma forma: por ejemplo, debido a que los iones son mucho más pesados que los electrones, es frecuente analizar la dinámica de los últimos tomando a los iones como inmóviles o estudiar los movimientos de los iones suponiendo que los electrones reaccionan mucho más rápido y por tanto están siempre en equilibrio termodinámico. Puesto que las fuerzas electromgnéticas de largo alcance son dominantes, todo modelo de plasma estará acoplado a las ecuaciones de Maxwell, que determinan los campos electromagnéticos a partir de las cargas y corrientes en el sistema. Los modelos fundamentales más usados en la física del plasma, listados en orden decreciente de detalle, es decir de microscópicos a macroscópicos, son:

Modelos discretos

El máximo detalle en el modelado de un plasma consiste en describir la dinámica de cada una de sus partículas según la segunda ley de Newton. Para hacer esto con total exactitud en un sistema de

N

partículas habría que calcular del orden de

N^2

interacciones. En la gran mayoría de los casos, esto excede la capacidad de cálculo de los mejores ordenadores actuales. Sin embargo, gracias al carácter colectivo de los plasmas, reflejado en la condición de plasma, es posible una simplificación que hace mucho más manejable el cálculo. Esta simplificación es la que adoptan los llamados modelos numéricos Particle-In-Cell (PIC; Partícula-En-Celda): el espacio del sistema se divide en un número no muy grande de pequeñas celdas. En cada instante de la evolución se cuenta el número de partículas y la velocidad media en cada celda, con lo que se obtienen densidades de carga y de corriente que, insertadas en las ecuaciones de Maxwell permiten calcular los campos electromagnéticos. Tras ello, se calcula la fuerza ejercida por estos campos sobre cada partícula y se actualiza su posición, repitiendo este proceso tantas veces como sea oportuno. Los modelos PIC gozan de gran popularidad en el estudio de plasmas a altas temperaturas, en los que la velocidad térmica es comparable al resto de velocidades características del sistema.

Modelos cinéticos continuos

Cuando la densidad de partículas del plasma es suficientemente grande es conveniente reducir la distribución de las mismas a una función de distribución promediada. Ésta representa la densidad de partículas contenida en una región infinitesimal del espacio de fases, es decir el espacio cuyas coordenadas son posiciones y cantidades de movimiento. La ecuación que gobierna la evolución temporal de las funciones de distribución es la ecuación de Boltzmann. En el caso particular en el que las colisiones son despreciables la ecuación de Boltzmann se reduce a la ecuación de Vlasov. Los modelos cinéticos suelen emplearse cuando la densidad numérica de partículas es tan grande que un modelado discreto resulta inabordable. Por otra parte, los modelos cinéticos constituyen la base de los estudios analíticos sobre plasmas calientes.

Modelos de fluidos o hidrodinámicos

Para plasmas a bajas temperaturas, en los que estudiamos procesos cuyas velocidades características son mucho mayores que la velocidad térmica del plasma, podemos simplificar el modelo y asumir que todas las partículas de una especie en un punto dado tienen igual velocidad o que están suficientemente cerca del equilibrio como para suponer que sus velocidades siguen la distribución de Maxwell-Boltzmann con una velocidad media dependiente de la posición. Entonces podemos derivar unas ecuaciones de fluidos para cada especie que, en su forma más general, son llamadas ecuaciones de Navier-Stokes. Lamentablemente en muchos casos estas ecuaciones son excesivamente complejas e inmanejables; hay que recurrir entonces a simplificaciones adicionales.

Ejemplos de plasmas

Los plasmas forman el estado de agregación, más abundante de la naturaleza. De hecho, la mayor parte de la materia en el Universo visible se encuentra en estado de plasma. Algunos ejemplos de plasmas son:
- Producidos artificialmente:
- En el interior de los tubos fluorescentes (iluminación de bajo consumo).
- Materia expulsada para la propulsión de cohetes.
- La región que rodea al escudo térmico de una nave espacial durante su entrada en la atmósfera.
- El interior de los reactores de fusión.
- Las descargas eléctricas de uso industrial.
- Las bolas de plasma.
- Plasmas terrestres:
- El fuego.
- Los rayos durante una tormenta.
- La ionosfera.
- La aurora boreal.
- Plasmas espaciales y astrofísicos:
- Las estrellas (por ejemplo, el Sol).
- Los vientos solares.
- El medio interplanetario (la materia entre los planetas del sistema solar), el medio interestelar (la materia entre las estrellas) y el medio intergaláctico (la materia entre las galaxias).
- Los discos de acrecimiento.
- Las nebulosas intergalácticas.

Véase también

- Estado de agregación de la materia Categoría:Estados de la materia ja:プラズマ ko:플라즈마

Equilibrio hidrostático

El equilibrio hidrostático se produce en un fluido en el que las fuerzas del gradiente vertical de presión y la gravedad están en equilibrio. En un fluído hidrostático no hay aceleración vertical neta. Matemáticamente el equilibrio hidrostático se expresa comunmente de la siguiente manera: :

\frac=-\rho g

, donde P es la presión del fluído, z la coordenada vertical,

\rho

la densidad del fluído y g la aceleración de la gravedad. El equilibrio hidrostático explica porqué la atmosféra terrestre no se colapsa sobre una fina capa en la superficie por efecto de la gravedad o como los neumáticos de un coche o bicicleta pueden soportar el peso del vehículo gracias a la presión del gas en el interior. En el caso de una estrella existe un equilibrio entre la fuerza de gravedad que actúa atrayendo el gas estelar hacia el centro y comprimiéndolo, y la variación radial de presión que actúa en sentido contrario intentando expandir el sistema. En condiciones normales la estrella está en equilibrio y adopta una forma esférica estable. En una estrella la presión tiene dos partes una hidrostática y otra producida por la presión de radiación. La presión que sostiene a las estrellas es fruto de la liberación de energía en el centro de estas por medio de reacciones de fusión nuclear. Categoría:Física

Fusión nuclear

En física, la fusión nuclear es el proceso mediante el cual dos núcleos atómicos se unen para formar uno de mayor peso atómico. El nuevo núcleo tiene una masa inferior a la suma de las masas de los dos núcleos que se han fusionado para formarlo. Esta diferencia de masa es liberada en forma de energía. La energía que se libera varía en función de los núcleos que se unen y del producto de la reacción. La cantidad de energía liberada corresponde a la fórmula E = mc² donde m es la diferencia de masa observada en el sistema entre antes y después de la fusión. Los núcleos atómicos tienden a repelerse debido a que están cargados positivamente. Esto hace que la fusión solo pueda darse en condiciones de temperatura y presión muy elevadas que permitan compensar la fuerza de repulsión. La temperatura elevada hace que aumente la agitación térmica de los núcleos y esto los puede llevar a fusionarse, debido al efecto túnel. Para que esto ocurra son necesarias temperaturas del orden de millones de grados. El mismo efecto se puede producir si la presión sobre los núcleos es muy grande, obligandolos a estar muy próximos. Las necesidades mínimas para producir la fusión se llaman Criterios de Lawson, y son criterios de densidad iónica y tiempo mínimo de confinamiento necesario. La reacción de fusión más sencilla (esto es, la que requiere menos energía) es la del deuterio y el tritio formando helio. La fusión nuclear es el proceso que se produce en las estrellas y que hace que brillen. También es uno de los procesos de la bomba de hidrógeno. Al contrario que la fisión nuclear, no se ha logrado utilizar la fusión nuclear como medio rentable (o sea, la energía aplicada al proceso es mayor que la obtenida por la fusión) de obtener energía, aunque hay numerosas investigaciones en esa dirección. Hasta el momento, la fusión nuclear controlada es utilizada solo en la investigación de futuros reactores de fusión aunque aún no se han logrado reacciones de fusión que sirvan para generar energía de forma útil, algo que se espera lograr con la construcción del ITER en Francia.

Véase también

- Procesos nucleares
- Reactor de fusión nuclear

Enlace externo

- [http://www.ciemat.es Ciemat] Categoría:Física nuclear y de partículas ja:原子核融合

Viento estelar

El viento solar es un flujo de partículas (en su mayoría protones de alta energía, de alrededor de 500keV) emitidos por la atmósfera de una estrella. La composición elemental del viento solar en nuestro sistema solar es idéntica a la de la corona del Sol: un 73% de hidrógeno y un 25% de helio, con algunas trazas de impurezas. Las partículas se encuentran completamente ionizadas, formando un plasma muy poco denso. En las cercanías de la Tierra, la velocidad del viento solar varía entre los 200-889km/s, siendo el promedio de unos 450km/s. El Sol pierde aproximadamente 800 kilogramos de materia cada segundo en forma de viento solar. Dado que el viento solar es plasma, extiende consigo el campo magnético solar. A una distancia de 160 millones de kilómetros, la rotación solar barre al viento solar en forma de espiral, arrastrando sus líneas de campo magnético, pero más allá de esa distancia el viento solar se dirige hacia el exterior sin mayor influencia directa del Sol. Las explosiones desusadamente energéticas de viento solar causadas por manchas solares y otros fenómenos atmosféricos del Sol, se denominan "tormentas solares" y pueden someter a las sondas espaciales y los satélites a fuertes dosis de radiación. Las partículas de viento solar que son atrapadas en el campo magnético terrestre, muestran tendencia a agruparse en los cinturones de Van Allen y pueden provocar las Auroras boreales y las Auroras australes cuando chocan con la atmósfera terrestre cerca de los polos geográficos. Otros planetas que tienen campos magnéticos similares a los de la tierra también tienen sus propias auroras. El viento solar forma una "burbuja" en el medio interestelar (hidrógeno y helio gaseosos en el espacio intergaláctico). El punto en el que la fuerza ejercida por el viento solar no es suficientemente importante como para desplazar el medio interestelar se conoce como heliopausa y se considera que es el "borde" más exterior del sistema solar. La distancia hasta la heliopausa no es conocida con precisión y probablemente depende de la velocidad del viento solar y de la densidad local del medio interestelar, pero se sabe que está mucho más allá de la órbita de Plutón. ---- magnetopausa, magnetosfera, ionosfera, onda de choque ---- Categoría:Astrofísica estelar Categoría:Sol ja:太陽風 ms:Angin suria th:ลมสุริยะ

Sol

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra, por lo que también es el astro más brillante. Su presencia o su ausencia en el cielo determinan, respectivamente, el día o la noche. La energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos, que constituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los procesos climáticos. El Sol es una estrella de la secuencia principal con un tipo espectral G2 que se formó hace unos 5 mil millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5 mil millones de años más. A pesar de ser una estrella mediana, es la única que se resuelve a simple vista, con un diámetro angular de 32' 35" minutos de arco en el perihelio y 31' 31" en el afelio. Lo que da un diámetro medio de 32' 03". Por una extraña coincidencia, la combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos (totales, anulares o parciales).

Nacimiento y muerte del Sol

Más información en: Evolución estelar | Nebulosa protosolar El Sol se formó hace unos 4.500 millones de años a partir de nubes de gas y polvo que ya contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumstelar surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas del sistema solar. En el interior del Sol se producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio produciéndose la energía que irradia nuestra estrella. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5.000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable. Cuando el hidrógeno de su núcleo sea mucho menos abundante éste se contraerá y se encenderá la capa de hidrógeno adyacente, pero esto no bastará para retener el colapso. Seguirá compactándose hasta que su temperatura sea lo suficientemente elevada como para fusionar el helio del núcleo (unos 100 millones de grados). Al mismo tiempo, las capas exteriores de la envoltura se irán expandiendo paulatinamente. Se expandirán tanto que, a pesar del aumento de brillo de la estrella, su temperatura efectiva disminuirá, situando su luz en la región roja del espectro. El Sol se habrá convertido en una gigante roja. El radio del Sol, para entonces, será tan grande que habrá engullido a Mercurio, Venus y, posiblemente, a la Tierra. Durante su etapa como gigante roja (unos 1.000 millones de años) el Sol irá expulsando gas cada vez con mayor intensidad. En los últimos momentos de su vida el viento solar se intensificará y el Sol se desprenderá de toda su envoltura, la cual, formará, con el tiempo, una nebulosa planetaria. El núcleo y sus regiones más próximas se comprimirán más hasta formar un estado de la materia muy concentrado en el que las repulsiones de tipo cuántico entre los electrones extremadamente cercanos (degenerados) frenarán el colapso. Quedará entonces, como remanente estelar, una enana blanca de carbono y oxígeno que se irá enfriando paulatinamente.

Estructura del Sol

Como todas los cuerpos de suficiente masa el Sol posee una forma esférica y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo de suficiente masa todas las partículas que lo constituyen son atraídas hacia el centro del objeto por la fuerza de gravedad. Sin embargo, el plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio ya que la creciente presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria produciéndose un equilibrio hidrostático. Ahora bien la presión que sustenta la masa de cualquier estrella está causada tanto por la densidad y temperatura creciente de material en el interior de la estrella como por la presión de radiación causada por el flujo de fotones emitidos. El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sí se puede sin embargo establecer una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayoría de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona y 7) viento solar.

Núcleo

- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Cadenas PP | Ciclo CNO Ocupa unos 139.000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Nuestra estrella está constituida por un 81 % de hidrógeno, 18 % de helio y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, 49 % de helio y el 2 % restante en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la década de los 30 el físico austríaco Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906- ) en Estados Unidos y Carl Friedrich von Weizsäker (1912-), en Alemania, simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrógeno como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno. A este grupo de reacciones se las conoce como "ciclo de Bethe o del carbono", y es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía según la ecuación de Einstein. E = mc², donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 % de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y por lo tanto muy energéticos y penetrantes. La energía producida calienta el núcleo solar hasta temperaturas de 10 a 20 millones de grados. El ciclo ocurre en las siguientes etapas: ₁H¹ + ₆C¹² → ₇N¹³; ₇N¹³ → ₆C¹³ + e⁺ + neutrino; ₁H¹ + ₆C¹³ → ₇N¹⁴; ₁H¹ + ₇N¹⁴ → ₈O¹⁵; ₆O¹⁵ → ₇N¹⁵ + e⁺ + neutrino, y por último ₁H¹ + ₇N¹⁵ → ₆C¹² + ₂He⁴. Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, tenemos 4 ₁H¹ → ₂He⁴ + 2e⁺ + 2 neutrinos + 26,7 MeV. La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7 x 10¹⁴ Julios por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera. Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas, es el ciclo de Critchfiel o protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) en 1938 era un joven físico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad de George Washington, tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta de que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno de los protones pierda su carga positiva y se convierta en un neutrón que permanece unido al otro protón constituyendo un deuterón, es decir, un núcleo de hidrógeno pesado. La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas: ₁H¹ + ₁H¹ → ₂H² + e⁺ + neutrino ₁H¹ + ₁H² → ₂He³; ₂He³ + ₂He³ → ₂He⁴ + 2 ₁H¹. El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol y la cadena protón-protón en las similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su energía era producida exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se ha demostrado en estos últimos años que el calor solar procede en un 99 % del ciclo protón-protón. Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al transformarlo en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentándo progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y nuestro astro rey se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro del Sol puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la órbita de la Tierra, con lo cual, cualquier forma de vida se habrá extinguido. Cuando la temperatura de la región central alcance aproximadamente 100 millones de grados, comenzará a producirse la reacción del helio en carbono, hasta que el primero se agote, iniciándose una nueva contracción de la estrella al perder su fuente de energía. De este modo nuestro Sol se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra.

Zona radiante

En la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiativa. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (10-20 millones de grados) a la periferia (6000 grados en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino. Se calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de años, en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.

Zona convectiva

Esta región se extiende por encima de la zona radiativa y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad. Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores frías. Así a unos 200.000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energía. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose antes de volver a descender a las profundidades. El análisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad indicada anteriormente. La observación y estudio de estas oscilaciones solares constituye el sujeto de estudio de la heliosismología.

Fotosfera

heliosismología La fotosfera es la zona desde la que se emite la mayor parte de luz visible del Sol. La fotosfera se considera como la «superficie» solar y, vista a través de un telescopio, se presenta formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo mas oscuro. A causa de la agitación de nuestra atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación. Puesto que el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Normalmente se considera que la fotosfera solar tiene unos 100 o 200 km de profundidad. Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nítido en una fotografía o en la imagen solar proyectada con un telescopio, se aprecia fácilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde. Este fenómeno de oscurecimiento del centro al limbo es consecuencia de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la distancia al centro. La luz que se ve en el centro procede en la mayor parte de las capas inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa. Al mirar hacia el limbo, la dirección visual del observador es casi tangente al borde del disco solar por lo que llega radiación procedente sobre todo de las capas superiores de la fotosfera, más frías y emitiendo con menor intensidad que las capas profundas en la base de la fotosfera. Un fotón tarda en promedio un millón de años en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200.000 km de la zona convectiva, empleando tan sólo 499,0047818 segundos en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol. No se trata de que los fotones viajen más rápidamente ahora, sino que en el exterior del Sol el camino de los fotones no se ve obstaculizado por los continuos cambios, choques, quiebros y turbulencias que experimentaban en el interior del Sol. Los gránulos brillantes de la fotosfera tienen muchas veces forma hexagonal y están separados por finas líneas oscuras. Los gránulos son la evidencia del movimiento convectivo y burbujeante de los gases calientes en la parte exterior del Sol. En efecto, la fotosfera es una masa en continua ebullición en el que las células convectivas se aprecian como gránulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan particularmente notorios en los períodos de mínima actividad solar. Hay también movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada "supergranulación", con diámetros típicos de unos 35.000 km. Cada supergranulación contiene cientos de gránulos individuales y sobrevive entre 12 a 20 horas. Fue Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervecero y astrónomo aficionado, el primero en observar la granulación fotosférica en el siglo XIX. En 1896 el francés Pierre Jules César Janssen (1824-1907) consiguió fotografiar por primera vez la granulación fotosférica. 1907 El signo mas evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares. En los tiempos antiguos se consideraba al Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfecto e infalible. Del mismo modo se sabía que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas oscuras, pero se imaginaban que eras debidas a objetos que pasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra. Cuando Galileo (1564-1642) construyó el primer telescopio astronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del universo, hizo la siguiente afirmación "Repetidas observaciones me han convencido, de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol, en la que se producen contínuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto y otras más tarde". Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera. Así, la umbra tiene una temperatura de 4.000º K, mientras que la penumbra alcanza los 5.600º K, inferiores en ambos casos a los 6.000º K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT⁴ , donde σ = 5.67051 x 10^-8 W/m²/K⁴ ), la umbra emite aproximadamente un 32 % de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71 % de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar está causada únicamente por un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.

Cromosfera

:Artículo principal: Cromosfera La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente unos 10.000 km y es imposible observarla sin filtros especiales al ser eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse sin embargo en un eclipse solar en un tono rojizo característico y en longitudes de onda específicas, notablemente en Hα, una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura. Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta 150.000 km produciendo erupciones solares espectaculares.

Corona solar

prominencias solares La corona solar está formada por las capas más ténues de la atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza los millones de grados, una cifra muy superior a la de la capa que le sigue, la fotosfera, siendo esta inversión térmica uno de los principales enigmas de la ciencia solar reciente. Esta elevadísimas temperaturas son un dato engañoso y consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar. Sus grandes velocidades son debidas a la baja densidad del material coronal, a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol y a las ondas de choque que rompen en la superficie solar estimuladas por las células convectivas. Como resultado de su elevada temperatura, desde la corona se emitie gran cantidad de energía en rayos X. En realidad, estas temperaturas no son más que un indicador de las altas velocidades que alcanza el material coronal que se acelera en las líneas de campo magnético y en dramáticas eyecciones de material coronal (EMCs). Lo cierto es que esa capa es demasiado poca denso como para poder hablar de temperatura en el sentido usual de agitación térmica. La corona solar solamente es observable desde el espacio con instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para eclipsar artificialmente al Sol o durante un eclipse solar natural desde la Tierra. El material ténue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiación solar dando lugar a un viento solar. Así pues, se cree que las estructuras observadas en la corona están modeladas en gran medida por el campo magnético solar y las células de transporte convectivo.

Energía solar

La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los hervíboros absorben indirectamente una pequeña cantidad de ésta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los hervíboros. La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usa la energía potencial de agua que se condesó en altura después de haberse evaporado por el calor del Sol, etc. Sin embargo, el uso directo de energía solar para la obtención de energía no está aún muy extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.

Observación astronómica del Sol

Las primeras observaciones astronómicas de la actividad solar fueron realizadas por Galileo Galilei utilizando el método de proyección. Galileo descubrió así las manchas solares y pudo medir la rotación solar así como percibir la variabilidad de éstas. En la actualidad la actividad solar es monitorizada constantemente por observatorios astronómicos terrestres y observatorios espaciales. Entre los objetivos de estas observaciones se encuentra no solo alcanzar una mayor comprensión de la actividad solar sino también la predicción de sucesos de elevada emisión de partículas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y las telecomunicaciones terrestres.

Misiones espaciales

El satélite SOHO e imagen de la corona solar capturada por éste.

Para obtener una visión ininterrumpida del Sol en longitudes de onda inaccesibles desde la superficie Terrestre la Agencia Espacial Europea y NASA lanzaron cooperativamente el satélite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de diciembre de 1995. La sonda europea Ulysses realizó estudios de la actividad solar y la sonda norteamericana Genesis se lanzó en un vuelo cercano a la heliosfera para regresar a la Tierra con una muestra directa del material solar. Génesis regresó a la Tierra en el 2004 pero su reentrada en la atmósfera fue acompañada de un fallo en su paracaidas principal que hizo que se estrellara sobre la superficie. El análisis de las muestras obtenidas prosigue en la actualidad.

Precauciones necesarias para observar el Sol

- No mirar nunca directamente al Sol sin la debida protección, puede causar lesiones y quemaduras graves en los ojos e incluso la ceguera permanente.
- Las gafas de sol, filtros hechos con película fotográfica velada, polarizadores, gelatinas, CD's o cristales ahumados NO ofrecen la suficiente protección a los ojos.
- Una buena protección la proporcionan los filtros MYLAR^® o equivalentes. Las gafas utilizadas para la soldadura al arco con cristales de densidades 14 a 16, son idóneas para este fin. Las mismas precauciones deben tenerse en cuenta si se utilizan aparatos ópticos. Los filtros deben ir colocados en la parte frontal y nunca en el ocular.

Enlaces externos

General:
- [http://www.solarviews.com/span/sun.htm El Sol (solarviews.com)]
- [http://www.astronomiaonline.com/informacion/sistemasolar/sol.asp El Sol (astronomiaonline.com)] Observación del Sol:
- [http://www.spaceweather.com/sunspots/doityourself_sp.html Recomendaciones para observar el Sol]
- [http://www.arcetri.astro.it/~kreardon/EGSO/gbo/ Lista de la mayoría de observatorios solares terrestres]
- [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Página web de SOHO (The Solar and Heliospheric Observatory]
- [http://rredc.nrel.gov/solar/codesandalgorithms/spa/ Solar Position algorithm]

Bibliografía

- Bonanno, A., Schlattl, H., Paternò, L.: The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS, Astronomy and Astrophysics, v. 390, 2002, p. 1115-1118
- Carslaw, K.S., Harrison, R.G., Kirkby, J.: Cosmic Rays, Clouds, and Climate, Science, v. 298, 2002, p. 1732-1737
- Kasting, J.F., Ackerman, T.P.: Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere, Science, v. 234, 1986, p. 1383-1385
- Priest, E.R.: Solar Magnetohydrodynamics, 1982, p. 206-245 ISBN 902771374X
- Schlattl, H.: Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem, Physical Review D, vol. 64, 2001, Issue 1
- Thompson, M.J.: Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior, Astronomy & Geophysics, v. 45, 2004, p. 4.21-4.25 Categoría:Sistema solar
- als:Sonne ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Masa solar

Masa solar es una unidad de medida utilizada en astronomía y astrofísica para medir comparativamente la masa de las estrellas y otros objetos astronómicos muy masivos. Se escoge el Sol como referencia por ser la estrella más cercana a la Tierra. Por tanto, una unidad de masa solar es igual a la masa del Sol. :

M_\bigodot=1.9891\times10^\hbox

Una masa solar equivale a 333.000 veces la masa de la Tierra.
- Radio solar categoría:Sol Categoría:Unidades de masa ja:太陽質量

Luminosidad

En Física de partículas se define la luminosidad instantánea como el número de partículas por unidad de superficie y por unidad de tiempo en un haz. Se mide en unidades inversas de sección eficaz por unidad de tiempo. Al integrar esta cantidad durante un periodo de tiempo se obtiene la luminosidad integrada, la cual se mide en unidades inversas de sección eficaz (como por ejemplo el pb^-1). Cuanto mayor es esta cantidad mayor es la probabilidad de que se produzcan sucesos interesantes en un experimento de altas energías. Dado un proceso cuya sección eficaz, σ, conocemos, para una luminosidad integrada, L, dada, podemos estimar el número de veces que se va a producir ese suceso simplemente multiplicando ambas cantidades: : Número de sucesos = L × σ ---- En Astronomía, la luminosidad es la cantidad de energía por unidad de tiempo emitida en todas direcciones por un cuerpo celeste. Está directamente relacionada con la magnitud absoluta. Habitualmente se suele medir por comparación con la luminosidad del Sol. Categoría:Física ja:光度 (天文学)

Cuerpo negro

Un cuerpo negro es un objeto que absorbe toda la luz que incide sobre él. Ninguna parte de la radiación es reflejada o pasa a través del cuerpo negro. A pesar de su nombre, el cuerpo negro emite luz y constituye un modelo ideal físico para el estudio de la emisión de radiación electromagnética. El nombre Cuerpo negro fue introducido por Gustav Kirchhoff en 1862. La luz emitida por un cuerpo negro se denomina radiación de cuerpo negro.

Bases experimentales

Es posible estudiar objetos en el laboratorio con comportamiento muy cercano al del cuerpo negro. Para ello se estudia la radiación proveniente de un agujero pequeño en una cámara aislada. La cámara absorbe muy poca energía del exterior ya que ésta solo puede incidir por el reducido agujero. Sin embargo, la cavidad 'radía' energía como un cuerpo negro. La luz emitida depende de la temperatura del interior de la cavidad produciendo el espectro de emisión de un cuerpo negro.

Notas históricas

El espectro de emisión de la radiación de cuerpo negro no podía ser explicado con la teoría clásica del electromagnetismo y la mecánica clásica. Estas teorías predecía una intensidad de la radiación a bajas longitudes de onda (altas frecuencias) infinita. A este problema se le conoce como la catástrofe ultravioleta. El problema teórico fue resuelto por Max Planck quién supuso que la radiación electromagnética solo podía propagarse en paquetes de energía discretos a los que llamó quanta. Esta idea fue utilizada poco después por Albert Einstein para explicar el efecto fotoeléctrico. Estos dos trabajos constituyen los cimientos básicos sobre los que se asentó la mecánica cuántica. Hoy llamamos fotones a los quanta de Planck.

Ley de Planck

La intensidad de la radiación emitida por un cuerpo negro con una temperatura T viene dada por la ley de Planck:

I(\nu) = \frac\frac

donde

I(\nu)\delta\nu

es la cantidad de energía por unidad de area, unidad de tiempo y unidad de ángulo sólido emitida en el rango de frecuencias entre ν y ν+δν; h es una constante que se conoce como constante de Planck, c es la velocidad de la luz y k es la constante de Boltzmann. La longitud de onda en la que se produce el máximo de emisión viene dada por la ley de Wien y la potencia emitida por unidad de área viene dada por la ley de Stefan-Boltzmann. Por lo tanto, a medida que la temperatura aumenta el brillo de un cuerpo cambia del rojo al amarillo y el azul.

Cuerpos reales y aprox. de cuerpo gris

Los objetos reales nunca se comportan como cuerpos negros ideales. En su lugar, la radiación emitida a una frecuencia dada es una fracción de la emisión ideal. La emisividad de un material especifica cuál es la fracción de radiación de cuerpo negro que es capaz de emitir el cuerpo real. La emisividad puede ser distinta en cada longitud de onda y depende de factores tales como la temperatura y ángulo de emisión. En algunos casos resulta conveniente asumir una emisividad constante para todas las longitudes de onda. Esta aproximación se denomina aproximación de cuerpo gris. La Ley de Kirchhoff indica que la emisividad es igual a la absortividad de manera que un objeto que no es capaz de absorber toda la radiación incidente también emite menos energía que un cuerpo negro ideal.

Aplicaciones astronómicas

En astronomía, las estrellas se estudian en muchas ocasiones como cuerpos negros aunque esta es una aproximación muy mala para el estudio de sus fotosferas. La radiación cósmica de fondo de microondas proveniente del Big Bang se comporta como un cuerpo negro casi ideal. La radiación de Hawking es la radiación de cuerpo negro emitida por agujeros negros. Categoría: Termodinámica Categoría: Mecánica cuántica ja:黒体 ko:흑체

Constante de Stefan-Boltzmann

La constante de Boltzmann (k o k_B) es la constante física que relaciona temperatura y energía. Se llama así por el físico austriaco Ludwig Boltzmann, quien hizo importantes contribuciones a la teoría de la mecánica estadística, en la que esta constante juega un papel fundamental. Su experimento determinó que su el valor es(en SI):

k \approx 1.3806503 \times 10^ J/K

Category:Constantes físicas La constante de Stefan-Boltzmann dentro de la radiación como mecanismo básico de la transmisión de calor es

\sigma \approx 5.6697\times10^ W/ m^2 K^4

ja:ボルツマン定数 ko:볼츠만 상수

Temperatura efectiva

La temperatura efectiva (T_eff) de una estrella es la temperatura de su superficie visible. Esta es mucho más baja, en comparación, con las temperaturas que se alcanzan en el núcleo, fuente generadora de la energía que radía la estrella, así mismo también es superada por la enrarecida corona donde el tenue gas ionizado se mueve a altísimas velocidades impulsado por el campo magnético solar y las ondas de choque convectivas. Pero ambas capas son invisibles de forma directa. Así, el color de una estrella indica su temperatura efectiva a través del espectro desde las frías estrellas rojas de tipo espectral M que radían sobretodo en el infrarojo hasta las inmensas estrellas azules que tienen su pico de radiación en el ultravioleta. La temperatura efectiva de una estrella indica la cantidad de calor que la estrella radía por unidad de superficie. Yendo de las superficies más calientes hasta las más frías hay una serie de tipos espectrales que las clasifican. O, B, A, F, G, K y M. La temperatura efectiva de la superficie de una estrella irónicamente es idéntica a la temperatura de cuerpo negro. Una estrella roja podría corresponder a una diminuta y débil enana roja o a una expandida gigante roja o incluso a una supergigante como Antares o Betelgeuse. Estas estrellas radían ingentes cantidades de energía pero radían desde una superficie tan enorme que la energía por unidad de superficie es pequeña. Una estrella cercana a la zona media del espectro como nuestro modesto Sol o la gigante Capella radían más calor por unidad de superficie que las enanas rojas o las supergigantes rojas pero mucho menos que las estrellas blancas y azules como Vega o Rigel. ---- La Temperatura Efectiva o Temperatura Efectiva Nueva es un índice de sensación térmica que se define como la temperatura seca del aire de un recinto similar al problema, con un 50% de humedad relativa, velocidad del aire de unos 0,20 m/s y paramentos a la misma temperatura del aire, que produjera la misma sensación térmica que el recinto problema a iguales actividad e indumentaria, Engloba los parámetros del anterior y la Humedad relativa. Se obtiene empíricamente sobre el diagrama psicrométrico, con el inconveniente de no poder incorporar la temperatura radiante, lo que puede soslayarse empleando la Temperatura equivalente o la resultante en vez de la temperatura seca. Categoría:Climatización categoría:Astrofísica estelar

Formación estelar

] La formación estelar es el proceso por el cual grandes masas de gas que se encuentran en galaxias formando extensas nubes moleculares se transforman en estrellas. Estas nubes moleculares pueden ir desde 100.000 masas solares a tan solo unas pocas. Los modelos de formación establecen un límite inferior bien conocido de 0,08 M_Sol para poder encender el hidrógeno. Por el contrario, el límite superior es mucho más difuso y viene determinado por un conjunto de factores que frenan el proceso, la fuerza centrífuga creciente al irse comprimiendo la nube, los campos magnéticos crecientes al aumentar las velocidades de las partículas cargadas y los vientos solares intensos que surgen cuando se empieza a estabilizar el embrión estelar. Con todo ello, se calcula que la masa máxima para una estrella seria de entorno a 60 o 100 M_Sol. El proceso de formación estelar se divide en dos fases uno como nube molecular y otro como protoestrella.protoestrellaEn un primer momento, la nube colapsa y la radiación escapa libre. En la segunda etapa se forma un núcleo más denso y opaco a la radiación lo cual hace que se caliente. Finalmente, la caida de material sobre ese núcleo calienta su superficie por lo que la protoestrella empieza a emitir radiación.

Nube molecular

La teoría actual sobre la formación estelar, sostiene que la formación estelar se da en las nubes moleculares gigantes. Estas nubes contienen, básicamente, hidrógeno molecular H₂. Son regiones frías (10-30K) y densas (10³-10⁴ cm^-3). Debido a alguna clase de desencadenante, se vuelven inestables gravitacionalmente, fragmentándose y colapsando. Los fragmentos pueden ir desde decenas hasta centenares de masas solares. La causa de la inestabilidad suele ser el frente de choque de alguna explosión de supernova o el paso de la nube por una región densa, como los brazos espirales. También puede ocurrir que una nube suficientemente masiva y fría colapse por sí misma. Sea como sea, el resultado siempre es una región colapsante en caída libre. Dicha región es inicialmente transparente a la radiación por lo que su compresión será prácticamente isoterma. Toda la energía gravitatoria se emitirá en forma de radiación infrarroja. Por otra parte, el centro de la región se contraerá más deprisa que el gas circundante por tener el primero mayor densidad. Así, se diferenciará un núcleo más denso llamado protoestrella.

Inestabilidad de Jeans

La teoría de la fragmentación y colapso gravitatorio de nubes moleculares por su propia gravedad fue desarrollada por James Jeans alrededor del año 1902 y aunque en la actualidad los procesos de formación estelar se conocen con mucha mayor precisión la teoría de Jeans constituye una buena primera aproximación. Jeans calculó que bajo determinadas condiciones una nube molecular podía contraerse por atracción gravitatoria. Solo hacía falta que fuera lo suficientemente masiva y fría. Una nube estable, si se comprime, aumenta su presión más rápidamente que su gravedad y retorna espontaneamente a su estado original. Pero si la nube supera cierta masa crítica entonces se inestabilizará toda y colapsará en todo su volumen. Este es el motivo por el cual las inestabilidades suelen producirse en las nubes más grandes dando lugar a brotes intensos de formación estelar. Esta masa crítica de Jeans es una función dependiente de la densidad y la temperatura y se representa como: :

M_j = \frac \times \left( \frac \right) ^ \frac \times \frac \times \left( \frac \right) ^ \frac

Protoestrella

La masa, inicialmente homogénea, acaba por formar una esfera de gas en el centro. Dicha esfera se contrae más deprisa diferenciándose del resto de la nube. Esta estructura es el embrión estelar denominado protoestrella. A pesar de la compresión del gas su densidad es, aún, demasiado baja y la radiación sigue escapando libremente. Por ello, la esfera apenas aumenta su temperatura hasta al cabo de unos cientos de miles de años. El cuerpo entonces se torna opaco a la radiación y empieza a calentarse mientras se contrae. De hecho, la mitad de la energía gravitatoria perdida en el colapso sigue radiándose pero la otra mitad ya se invierte en calentar la protoestrella. La temperatura aumenta hasta que la presión de la esfera compensa la atracción gravitatoria de ésta. Se estabiliza, así, un núcleo convectivo del tamaño de Júpiter, aproximadamente, al cual se le va agregando más y más materia procedente de la nube circundante que cae más lentamente. Al añadirse más masa el núcleo lo compensa compactándose aún más. En él el transporte térmico por radiación aun no es eficiente ya que el cuerpo esta formado por material escasamente ionizado que detiene a los fotones. El proceso prosigue hasta llegar a unos 2.000 grados momento en el cual las moléculas de hidrógeno se disocian en el núcleo. Ahora la creciente energía gravitatoria se invierte en transformar el gas molecular en un gas formado por átomos libres. El núcleo se compacta cada vez más y su radiación cada vez más intensa excita el denso gas de la envoltura que cae sobre él. Ahora el medio ya no es transparente a la radiación y solo se aprecia el gas que rodea a la protoestrella. Este gas ha ido conformando, paulatinamente, un disco de acrecimiento debido a la rotación inicial de la nube originaria (ver formación de discos de acrecimiento). La acreción de materia prosigue, por medio de un disco circumstelar. En dicho disco pueden originarse planetas y asteroides si la metalicidad es lo suficientemente alta. La materia añadida a la protoestrella aumenta la masa y, por lo tanto, su gravedad, por lo que ésta reacciona comprimiendose más, aumentando así su temperatura. Cuando ha caído gran parte del gas el medio se vuelve transparente a la luz de la protoestrella que empieza, entonces, a ser visible. El núcleo de la protoestrella no solo acaba por ionizar sus elementos si no que cuando las temperaturas son lo suficientemente altas, comienza la fusión del deuterio. La presión de radiación resultante hace mas lento el colapso del material restante pero no lo detiene. Su núcleo sigue comprimiendose más y la protoestrella sigue acretando masa. En esta etapa se producen flujos bipolares, un efecto que se debe. probablemente, al momento angular del material que cae. El proceso sigue así hasta que se inicia, finalmente, la ignición del hidrógeno en torno a los 10 millones de grados. Entonces la presión aumenta drásticamente generando fuertes vientos estelares que barren y expulsan el resto del material envolvente. La nueva estrella se estabiliza en equilibrio hidrostático y entra en la secuencia principal en la que transcurrirà la mayor parte de su vida. Pero si el cuerpo está por debajo de las 0,08 masas solares el proceso se abortará antes de tiempo frenado por la presión de los electrones degenerados sin haber llegado aún a encender el hidrógeno. El objeto detendrá su contracción y se enfriará en un tiempo de Kelvin, unos pocos millones de años para convertirse, finalmente, en una enana marrón.

Formación de estrellas supermasivas

Las etapas del proceso están bien definidas para estrellas cuya masa es aproximadamente igual o menor que la masa del Sol. Para masas mayores, la duración del proceso de formación estelar es comparable a las otras escalas de tiempo de su evolución, mucho más cortas, y el proceso no está tan bien definido. De algún modo se cree que la ignición del hidrógeno empezaría bastante antes de que la estrella llegara a agregar su masa total. Otra gran parte de la masa más exterior sería no solo barrida e impulsada hacia el espacio interestelar sino también fotoionizada por su intensa radiación dando lugar a las regiones HII. Sea como sea la vida de estas estrellas es tan corta, del orden de cientos o incluso decenas de millones de años, que en tiempos cosmológicos ni siquiera existen. Su formación, vida y destrucción son procesos muy dramáticos en los que apenas si hay descanso. Se sabe que la opacidad aumenta con la metalicidad ya que los elementos cuanto más pesados más absorven los fotones. Esto se traduce en un mayor empuje por parte de los vientos estelares de las estrellas supermasivas que, con las metalicidades actuales de la galaxia, no logran concentrar más de 60M_Sol. Este empuje impide, a partir de cierto punto, que la estrella sigua acretando masa, por eso, las estrellas más pobres en metales pueden llegar a masas mayores. Se cree que las primeras estrellas del universo, muy pobres en metales, se podrían haber formado con masas de 100 o hasta 150M_Sol solo compuestas por hidrógeno y helio.

Véase también

- Medio interestelar
- Evolución estelar
- Disco de acrecimiento category:Astrofísica estelar ms:Pembentukan bintang

Evolución estelar

En astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una

Estrella

Formación y evolución de las estrellas

Agrupaciones y distribución estelar

Estrellas ligadas

Estrellas aisladas

Sistemas extrasolares

Distribución estelar

Estructura estelar

Generación de energía en las estrellas

Composición

La estrella prototípica

Clasificación

Tipos espectrales

Clases de luminosidad

Mitología estelar

Bibliografía

Véase también

Enlaces externos

Esfera

Definición

Superficie y Volumen

Ecuación

Secciones

Localizarse sobre la esfera

Plasma (estado de la materia)

Historia

Parámetros de un plasma

Neutralidad y especies presentes

Longitudes

La frecuencia de plasma

Temperatura: velocidad térmica

El parámetro de plasma

Modelos teóricos

Modelos discretos

Modelos cinéticos continuos

Modelos de fluidos o hidrodinámicos

Ejemplos de plasmas

Véase también

Equilibrio hidrostático

Fusión nuclear

Véase también

Enlace externo

Viento estelar

Sol

Nacimiento y muerte del Sol

Estructura del Sol

Núcleo

Zona radiante

Zona convectiva

Fotosfera

Cromosfera

Corona solar

Energía solar

Observación astronómica del Sol

Misiones espaciales

Precauciones necesarias para observar el Sol

Artículos relacionados

Enlaces externos

Bibliografía

Masa solar

Luminosidad

Cuerpo negro

Bases experimentales

Notas históricas

Ley de Planck

Cuerpos reales y aprox. de cuerpo gris

Aplicaciones astronómicas

Constante de Stefan-Boltzmann

Temperatura efectiva

Formación estelar

Nube molecular

Inestabilidad de Jeans

Protoestrella

Formación de estrellas supermasivas

Véase también

Evolución estelar