Diferencia entre revisiones de «Estrella»

 

== 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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