{"id":5231,"date":"2012-10-11T04:00:55","date_gmt":"2012-10-11T03:00:55","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=5231"},"modified":"2012-10-11T06:03:49","modified_gmt":"2012-10-11T05:03:49","slug":"una-clase-sencilla-sobre-el-sol","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2012\/10\/11\/una-clase-sencilla-sobre-el-sol\/","title":{"rendered":"Y, de nuestro Sol \u00bfQu\u00e9 sabemos?"},"content":{"rendered":"

Las reacciones de fusi\u00f3n son curiosamente escalonadas. . La reacci\u00f3n prot\u00f3n<\/a>-prot\u00f3n<\/a> empieza con el choque, en lo profundo del Sol, de dos protones<\/a> que tienen la suficiente velocidad y buena suerte como para penetrar en la barrera de Coulomb. Si la colisi\u00f3n logra transformar uno de los protones<\/a> en un neutr\u00f3n<\/a> -otro suceso bastante improbable, que requiere una interacci\u00f3n de fuerza d\u00e9bil llamada desintegraci\u00f3n beta<\/a>-, el resultado ser\u00e1 un n\u00facleo de hidr\u00f3geno pesado. La interacci\u00f3n libera un neutrino<\/a>, que escapa del Sol, y un positr\u00f3n que se sumerje en el gas circundante y de este modo ayuda a calentar el Sol. El prot\u00f3n<\/a> medio del centro del Sol debe esperar m\u00e1s de treinta millones de a\u00f1os antes de tener la oportunidad de experimentar esta breve fiesta.<\/p>\n

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Pero el paso siguiente llega r\u00e1pidamente. A los pocos segundos, el n\u00facleo de hidr\u00f3geno pesado atrapa otro prot\u00f3n<\/a>, transformandose en Helio 3 y liberando un fot\u00f3n<\/a> que aporta m\u00e1s energ\u00eda al gas circundante. Los n\u00facleos\u00a0 de Helio 3 son raros, por lo que la mayor\u00eda deben esperar algunos millones de a\u00f1os m\u00e1s para encontrar un segundo n\u00facleo de Helio 3. Entonces, los dos n\u00facleos pueden fusionarse, formando un n\u00facleo de helio estable y dos protones<\/a>, que a su vez quedan libres para incorporarse al baile.<\/p>\n

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El resultado ha sido liberar energ\u00eda: el helio que es el producto final pesa seis d\u00e9cimas del 1 por 100 menos que las part\u00edculas que intervinieron en la reacci\u00f3n. Esta masa se ha convertido en energ\u00eda, en forma de cuantos que lentamente se abren paso hasta la superficie, tropezando con \u00e1tomos y siendo absorbidos y reemitidos en su marcha, hasta que siglos m\u00e1s tarde finalmente irrumpen en el espacio, donde son liberados en forma de luz solar. Sin embargo, es justo reconocer que, la reacci\u00f3n prot\u00f3n<\/a>-prot\u00f3n<\/a> tiene ramificaciones que no se conocen a\u00fan completamente -las mediciones de corrientes de neutrinos<\/a> sobre la Tierra hasta ahora s\u00f3lo han dado un tercio de la que cab\u00eda esperar- y el ciclo del Carbono es m\u00e1s complicado a\u00fan.<\/p>\n

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Aunque s\u00f3lo una cinco mil millon\u00e9sima de la luz solar llega a la Tierra, ha sido suficiente para dar a esta calor y vida, as\u00ed como b\u00edpedos bastante listos para calcular al detalle su deuda con el Sol.<\/p>\n

Disponiendo ahora de la F\u00edsica b\u00e1sica de la fusi\u00f3n solar, se ha hecho posible reelaborar las estimaciones de Kelvin sobre la edad del Sol. Se puede determinar la masa del Sol, y muy exactamente, a partir de las leyes de Newton<\/a> y de la velocidad orbital de los planetas. El resultado es 1,989 x 1033 <\/sup>gramos, el equivalente a 300.000 Tierras. Seg\u00fan revela el espectr\u00f3grafo, la composici\u00f3n del Sol, al menos en la superficie, es principalmente Hidr\u00f3geno y Helio. Conociendo, por consiguiente,\u00a0 la masa, el volumen y la composici\u00f3n aproximadas del Sol, podemos conocer las condiciones que prevalecen en su centro, donde se producen los procesos termonucleares.<\/p>\n

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Esta imagen de arriba que nos habla de la actividad solar, es posible gracias a los complejos procesos que se prodfucen en su interior y que son reflejados en la superficie.\u00a0 En el Centro Solar con una temperatura de 15 millones de grados y donde est\u00e1 presente una densidad similar a doce veces la del plomo (aunque el calor mantiene el denso material en estado gaseoso, no s\u00f3lido), y que la tasa de reacci\u00f3n de la fusi\u00f3n es de tal magnitud que unos 4,5 millones de toneladas de hidr\u00f3geno se fusionan para formar helio dentro del Sol en cada segundo.<\/p>\n

Dado que el Sol contiene una cantidad finita de hidr\u00f3geno y conociendo la tasa a la que \u00e9ste se consume, se ha podido calcular de manera muy exacta, en cuanto tiempo podemos estimar la vida del Sol que, finalmente, ha resultado ser de 10.000 millones de a\u00f1os. Puesto que la dataci\u00f3n radiom\u00e9trica de los asteroides y la Tierra da al Sistema Solar una edad de poco menos de 5.000 millones de a\u00f1os, concluimos que el Sol est\u00e1 ahora en la mitad de su vida, le quedan otros 5.000 millones de a\u00f1os de combusti\u00f3n de hidr\u00f3geno por delante.<\/p>\n

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\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Suerte tenemos los habitantes de la Tierra de tener ese faro luminoso que nos env\u00eda la luz y el calor necesario para la vida.<\/p>\n

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De la misma manera, podemos calcular los plazos de vida de otras estrellas. La tasa de fusi\u00f3n aumenta seg\u00fan la cuarta potencia de la masa; por consiguiente, las estrellas enanas duran muchio m\u00e1s que las gigantes. Las estrellas menos masivas tienen el 1 por 100 de la masa del Sol (si tuviera mucho menos, no podr\u00edan generar suficiente calor interior para que se produjese la fusi\u00f3n y ser\u00edan entonces planetas). Estas peque\u00f1as enanas,\u00a0 ocupan el tercio inferior del Diagrama de Hertzsprung-Russell, queman su combustible de hidr\u00f1\u00f3geno con tanta prudencia que pueden durar juch\u00edsimos miles de millones de a\u00f1os…hasta un bill\u00f3n o quiz\u00e1s m\u00e1s.<\/p>\n

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\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 La Zona habitable HZ, alrededor de una estrella enana<\/p>\n

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En el otro extremo de la escala, en la cima del diagrama, est\u00e1n las estrellas gigantes, que tienen hasta sesenta veces, o m\u00e1s, la masa del Sol y que, de ninguna manera podr\u00e1 sobrepasar ese topo de las 120 masas solares, ya que, de ser as\u00ed, estallar\u00edan apenas comenzar sus propias reacciones, la misma radiaci\u00f3n que emitir\u00eda ser\u00eda la causante de su destrucci\u00f3n. Estas enormes estrellas derrochan el combustible pr\u00f3digamente y se quedan sin hidr\u00f3geno casi inmedaitamente: Una estrella diez veces m\u00e1s masiva que el Sol dura menos de cien millones de a\u00f1os.<\/p>\n

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Veremos que el Sol, nuestro Sol, casi no se puede ver junto a estas gigantes. La imagen a escala nos muestra al Sol como un puntito blanco casi imperceptible mientras que Rigel y Aldebar\u00e1n nos muestran una buena vista y, las Gigantes Betelgeuse y Antares son casi un insulto para la comprensi\u00f3n.<\/p>\n

Todas estas consideraciones que aqu\u00ed estamos relatando enriquecieron y estimularon lo que podr\u00eda llamarse la Ecolog\u00eda de la V\u00eda L\u00e1ctea. Revelaba que las estrellas m\u00e1s espectaculares de la Galaxia, las gigantescas estrellas blancoazuladas O y B, son tambi\u00e9n las que tienen m\u00e1s corta vida. Las giganttes t\u00edpicas arden s\u00f3lo de dies millones a cien millones de a\u00f1os, y algunas no duran m\u00e1s de un mill\u00f3n de a\u00f1os. Esto significa que las brillantes estrellas gigantes que dibujan los brazos espirales, seg\u00fan los patrones de medida gal\u00e1cticos, son flores de un d\u00eda.<\/p>\n

Muchas veces hemos contado aqu\u00ed como mueren las estrellas y, desde luego, dependiendo de sus masas, lo haran de una u otra manera y, el resultado final ser\u00e1 acorde a la cantidad de materia que la estrella pueda tener: Enana Blanca, Estrella de Neutrones, Afgujero Negro, y, posiblemente, entre las de Neutrones y el Agujero Negro, pudieran estar las Estrellas de Quarks (a\u00fan no localizadas).<\/p>\n

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\"El<\/p>\n

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El Diagrama de Hertzsprung-Russel del c\u00famulo de las Pl\u00e9yades, por ejemplo, presenta casi enteramente estrellas de la serie principal. Esto nos dice que las Pl\u00e9yades son un c\u00famulo joven, en el que no ha pasado bastante tiempo para que ni siquiera las estrellas gigantes se haya consumido y pasado a la etapa gigante roja. Este c\u00famulo tiene menos de 100 millones de a\u00f1os.<\/p>\n

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\"Archivo:M3LRGB<\/a><\/p>\n

El C\u00famulo Globular M3 presenta un diagrama de aspecto enormemente diferente. Aqu\u00ed la mayor\u00eda de las estrellas est\u00e1n en la fase terminal y en la v\u00eda de convertirse en enanas. Est\u00e1 a la distancia de 30.000 a\u00f1os-luz, la edad de este c\u00famulo es de unos 14.000 millones de a\u00f1os, casi la edad del Universo.<\/p>\n

Casi inmediatamente despu\u00e9s de que las estrellas gigantes agotan su combustible, se hacen inestables y estallan como supernovas, inundando el paisaje de una ardiente luz blanca…<\/p>\n

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En nuestra escala de tiempo comprimida, donde cada hora equivale a mil millones de a\u00f1os, todas estas espectaculares estrellas mjueren en los primeros diez minutos. Es posible que su explosi\u00f3n pueda sacudir el gas remanente en el c\u00famulo haciendo que se contraiga y forme nuevas estrellas, pero todas las estrellas gigantes producidas de este modo tambi\u00e9n se consumiran silenciosamente, de manera que los fuegos artificiales han terminado en el momento en que nos disponemos a contemplar el espect\u00e1culo.<\/p>\n

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Pasados muchos a\u00f1os, estos son los remanentes que nos quedan de esas explosiones de estrellas masivas. Filamentos de plasma<\/a> y qu\u00edmica compleja-biol\u00f3gica que llevan consigo materiales pesados. Ah\u00ed pueden estar presentes el oro y el platino y materiales como el Uranio.<\/p>\n

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Claro que, de las explosiones de estrellas masivas nacen las hermosas Nebulosas que proporcionan el material para el nacimiento de nuevas estrellas de segunda generaci\u00f3n, m\u00e1s complejas que sus antecesoras. Se cree que, las Galaxias espitales luchan contra la Entrop\u00eda mediante este sistema de explosiones supernovas que, proporcionan las elementos necesarios para regenerar las galaxias con estrellas nuevas. Todo muere para que todo viva.<\/p>\n

Mucho, much\u00edsimo m\u00e1s es lo que podr\u00edamos estar hablando de las estrellas del cielo que, como he dicho muchas veces, son mucho m\u00e1s que simples puntitos brillantes que titilan como queriendo hacer un gui\u00f1o que nos dice: “estais ah\u00ed gracias a nuestra luz y nuestro calor”. “No olvideis que el material del que estais hecho lo fabricamos aqu\u00ed arriba, en nuestros hornos nucleares”.<\/p>\n

Y, efectivamente as\u00ed es resulta ser. En el Big Bang<\/a> se fabric\u00f3 el Hidr\u00f3geno, Helio y Litio. En las estrellas de la Secuencia Principal el Carbono, Nitr\u00f3geno y Ox\u00edgeno, y, tenemos que llegar hasta la fase de las estrellas moribundas para comprobarm como \u00e9stas, en su agon\u00eda producen el Sodio, Magnesio, Aluminio, Silicio, Azufre, Cloro, Arg\u00f3n, Potasio, Titanio, Hierro, Cobalto, Niquel, Cobre, Cinc y sigue la secuencia hasta que, en el proceso hasta la muerte de la estrella, se produce el Uranio, el elemento 92 de la Tabla Peri\u00f3dica.<\/p>\n

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Esta estrella mediana de la clase GV2, amarilla y situada en la secuencia principal, ha tenido la suerte de tener una familia de planetas de diverso pelaje, algunos, a su vez, poseeen una extensa familia de la que, algunos de sus miembros han llegado a contarnos sus posibilidades para que sentimos por ellos una geran curisidad, y, uno de los Plnanetas, La Tierra, al estar situada en la Zona Habitable, ha generado en ella la posibilidad del surgir de la vida, y, despu\u00e9s de algunos miles de millones de a\u00f1os de evoluci\u00f3n, unos seres inteligentes tratan de saber, sobre los misterios del Universo y sobre las transiciones que hiceron posible su presencia aqu\u00ed. S\u00ed, sabemos que al formar parte de ese todo universal, somos una de las partes a estudiar y, tal probelma, implica que la complejidad de lo que pretendemos saber es m\u00e1s grande de lo que en un principio se pensaba, ya que, llegar a saber sobre nosotros…No es ninguna triviliadad, la complejidad que ello implica nos dar\u00e1 muchos quebraderos de cabeza y, si alguna vez conseguimos saber qui\u00e9nes somos y hacia donde vamos…Se habr\u00e1 logrado la mayor proeza de la Historia del Universo…Bueno, aunque existan otros como nosotros (que existir\u00e1n), su principal problema como el nuestro, ser\u00e1 saber qui\u00e9nes son.<\/p>\n

\u00bfLo sabremos alg\u00fan d\u00eda?<\/p>\n

emilio silvera<\/em><\/p>\n

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