Diferencia entre revisiones de «Estrella»
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== Generación de energía en las estrellas ==
A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cuál era la fuente de la increíble 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. Sir [[Arthur Stanley Eddington|Arthur Eddington]] fue el primero en sugerir en la década de 1920 que el aporte de energía procedía de reacciones nucleares. Existen dos tipos de reacciones nucleares, las de [[fisión nuclear|fisión]] y las de [[fusión nuclear|fusión]]. Las reacciones de fisión no pueden mantener la luminosidad de una estrella debido a su relativamente bajo rendimiento energético y, sobre todo, a que requieren elementos más pesados que el [[hierro]], los cuales son poco abundantes en el Universo. El primer mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusión capaces de mantener la estructura interna de una estrella fue descubierto por [[Hans Bethe]] en [[1938]], es válido para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva el nombre de su descubridor (ciclo de Bethe o [[ciclo CNO]]).
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|[[Archivo:M57 The Ring Nebula.JPG|thumb|250px|Nebulosa planetaria M-57, ampliamente conocida como ''Nebulosa del Anillo''. Su diámetro es de aproximadamente un año-luz.]]
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|[[Archivo:EtaCarinae.jpg|thumb|250px|Imagen de la estrella altamente masiva ''Eta Carinae'', capturada por el telescopio espacial Hubble de la NASA. Las nebulosas circundantes tienen un diámetro longitudinal de aproximadamente 0,5 años luz.]]
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Aun 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 la composición.
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