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5. La secuencia principal.

 
Punto de partida: Nuestro Sol (estrella amarilla).  

El punto de partida es ejecutar (doble clic) el archivo Activity6 situado en la carpeta local: \Archivos de programa\Celestia160-ED\Activity_cels\. Si quieres activar los sistemas de la nave ejecuta el archivo Sound-A6.celx que está situado en la carpeta \Archivos de programa\Celestia160-ED\scripts\ y oirás los motores de Celestia. Si no has cortado la actividad no es necesario ejecutar estos archivos sino continuar con el punto siguiente.

  1. En el interior profundo de la protoestrella está sucediendo algo. La gravedad de la estrella atrae cada vez más material de la nebulosa hacia ella, comprimiéndola y volviéndola más y más densa, entonces su núcleo central alcanza presiones increíbles. Esta compresión fuerza a sus átomos a chocar y chocar entre ellos. El resultado es un gran aumento en temperatura. El núcleo se irá volviendo más y más caliente. Alcanzará y sobrepasará los 4 millones de º C y aún seguirá subiendo. Año tras año, siglo tras siglo, el proceso de calentamiento continuará.
  2. La materia de las nuevas estrellas que se están formando consiste, fundamentalmente, en gas de hidrógeno (cerca del 75%), gas de helio (cerca del 24%) y en el 1% restante, aparecen todos los demás elementos de la tabla periódica. El hidrógeno es una sustancia simple muy común, con una masa atómica de 1. En términos atómicos, el hidrógeno consiste en un único protón rodeado por un electrón en movimiento. Cerca del 90% de todos los átomos de nuestro universo son de hidrógeno (este hidrógeno se originó hace 13.700 millones de años, como resultado de un acontecimiento llamado la “Gran Explosión”, que creemos que originó nuestro Universo).
  3. Cuando la temperatura en el núcleo de una nueva estrella alcanza una temperatura superior a los 5,5 millones de grados, los protones del hidrógeno se funden uno con otro con tal fuerza y energía que comienzan a FUSIONARSE. Este proceso se conoce como Fusión de Hidrógeno. De esta manera, cuatro protones de hidrógeno se fusionan juntos y forman un núcleo de helio (que consta de 2 protones y de 2 neutrones). Como podemos observar, dos protones cambiarán para dar lugar a los neutrones en este proceso de fusión. Todo esto da lugar a la generación de una cantidad enorme de energía en el núcleo, que emerge hacia la superficie de la estrella y se escapa en el espacio como burbujas enormes de calor y de gas. Es el mismo proceso que ocurre en una bomba de hidrógeno.
  4. Para ver este proceso en acción, tenemos la nave preparada para mostrar una animación de la fusión que está ocurriendo en el interior de una estrella. Veremos que los átomos chocan más y más rápidamente hasta que comienzan a fusionarse, mientras que el núcleo de la estrella comienza a brillar intensamente, radiando energía, y emitiendo inmensas cantidades de calor y de radiación hacia espacio. Picar aquí una vez y esperar a que se abra la animación. (para poder ver la animación has de tener instalado el programa AppleQuikTime). Cerrar al finalizar.
  5. En realidad, las estrellas que consiguen alcanzar una temperatura suficiente para iniciar el proceso de fusión de hidrógeno en helio, lo comienzan estallando como una bomba. Sin embargo, la gravedad, que ha atraído y acumulado todo este material, evita que estas explosiones por la fusión del hidrógeno destruyan la estrella. En su lugar, la estrella se infla por las explosiones hasta un cierto tamaño, estabilizándose allí. Así, por un lado, está estallando hacia fuera y por otro está siendo atraída por la gravedad hacia el interior al mismo tiempo. Se consigue una situación de equilibrio estable llamado equilibrio de fusión.
    Una estrella que experimenta la fusión nuclear estalla hacia fuera, pero es atraída hacia el interior por la gravedad. Se estabiliza en tamaño y alcanza un “equilibrio” (el equilibrio de fusión).
  6. Cuando una estrella comienza la fusión del hidrógeno en el helio en su núcleo, se convierte en una estrella completamente desarrollada. Ya no cae más material sobre ella porque las explosiones en el interior de su núcleo hacen alcanzar una altísima temperatura (unos 11 millones de grados centígrados) por lo que la materia caliente de la estrella comienza a volar hacia el espacio a gran velocidad, como un viento que sopla desde la estrella. Como hemos visto en la película anterior, este “Viento Solar” de gases calientes alcanza una velocidad de 1 millón de km. por hora y aleja el gas restante y el polvo que rodearon una vez la protoestrella.
  7. La estrella nueva, ahora con plena actividad de fusión del hidrógeno, puede recibir varios nombres. En la tabla siguiente aparece la clasificación de las estrellas según su espectro:

    Clasificación

    Color

    Temperatura (°C)

    O

    azul

    40.000-25.000

    B

    blanco-azul

    25.000-11.000

    A

    blanco

    11.000-7.500

    F

    blanco-amarillo

    7.500-6.000

    G

    amarillo

    6.000-5.000

    K

    naranja

    5.000-3.500

    M

    rojo

    3.500-3.000


  8. Si se trata de una estrella similar en tamaño a nuestro sol, se le llama una estrella deSecuencia Principal Regular, y tienen un color que varía del blanco al amarillo. Contienen bastante hidrógeno para quemar durante miles de millones de años. Por ejemplo, nuestro sol es una estrella de secuencia principal regular de tamaño pequeño. Contiene hidrógeno para fusionar en helio durante cerca de 10 mil millones años, hasta que acabe este tipo de combustible. Actualmente lleva casi 5 mil millones años, por lo que tiene para otros 5 mil millones años más, antes de que la fusión del hidrógeno pare dentro de su núcleo. Muchas estrellas visibles en el cielo nocturno son estrellas de secuencia principal regulares y con períodos similares.
  9. El color de una estrella depende de su temperatura superficial. Las estrellas muy calientes son azules o blanco-azules. Las estrellas de temperatura media son entre blancas y amarillas, y las estrellas más frías son entre anaranjadas y rojas. Cuanto más caliente es una estrella, más rápidamente consume su combustible de hidrógeno y más corta es su esperanza de vida. Por el contrario, cuanto mas fría es una estrella, más lentamente consume el hidrógeno y el más tiempo “vivirá” como estrella de secuencia principal.
  10. Nuestro sol es una estrella pequeña. De hecho, en algunos textos de astronomía, se la clasifica como una “enana amarilla”. El tamaño de secuencia principal más común entre las estrellas del cielo, sin embargo, es del tipo M (color rojo). A una estrella de este tipo se les llama Enana Roja; y es una estrella que puede tener entre un 10% y un 50% del tamaño de nuestro sol. Es fría, con actividad débil y muy tranquila, quemando despacio su combustible. Su tasa de fusión es tan baja que, de hecho, puede continuar fundiendo el hidrógeno en helio por 20 - 50 mil millones años. En el cielo, las Enanas Rojas son demasiado débiles para ver sin telescopio. Probablemente, ninguna Enana Roja ha completado todavía la totalidad de su combustible. En consecuencia, se han estado acumulando en el cielo durante miles de millones de años. Por eso, hasta un 70% de todas las estrellas de nuestra galaxia Vía Láctea, pueden ser Enanas Rojas. La estrella más cercana a nuestro propio sol se llama Próxima Centauri, y es una Enana Roja.
  11. De las estrellas visibles a simple vista, muchas son mayores en diámetro que nuestro Sol. Si la nebulosa de la cual se ha formado es más densa que la que formó a nuestro Sol, la gravedad atraerá a una mayor cantidad de materia, por lo que se organizará una protoestrella más grande, y de ella, también se encenderá una estrella más caliente y de mayor tamaño.
  12. Las estrellas, que durante la etapa de fusión del hidrógeno han crecido hasta un gran tamaño quemarán su combustible rápidamente. Por ejemplo, las estrellas 5 a 50 veces mayores que nuestro Sol, que pueblan el cielo nocturno, funden el hidrógeno a una tasa mucho más rápida porque su masa es mayor; las temperaturas de su núcleo son más altas y están estallando con más violencia. Estas estrellas que alcanzan un gran tamaño durante la fusión del hidrógeno se llaman “Gigantes amarillas, o Gigantes Blancas”. Atraviesan por la “fase de secuencia principal” mucho más rápidamente que nuestro sol.
  13. Las estrellas realmente grandes pueden alcanzar una temperatura tan alta durante la fusión que toman un color azul-blanco. Para llegar al equilibrio alcanzan proporciones gigantescas, por lo que se denominan SuperGigantes Azules o Blanco-Azules. Estas estrellas consumen su combustible vorazmente. Tienen hidrógeno solamente para unos 100 millones de años o incluso menos, aun cuando son mucho más masivas. Son unas estrellas de muy breve duración.
  14. En resumen, una estrella de la Secuencia Principal ha crecido y ha comenzado a fundir el hidrógeno en helio en su núcleo central, estallando en energía y calor, aunque la gravedad evita que se reduzca a pedazos. Nuestro Sol es una estrella de la secuencia principal. Las estrellas de esta secuencia principal pueden ser Supergigantes azules, Supergigantes Blanco-Azules, Gigantes Amarillas o blancas, estrellas regulares amarillas o blancas, o Enanas Rojas. Convertirán el hidrógeno en el helio por un tiempo entre unos millones a mil millones de años, dependiendo de su tamaño.
  15. La Celestia 2 está lista para llevarnos a algunas de estas estrellas. Comencemos con nuestro propio sol. Volver a Celestia, pulsar la tecla [K] y colocaremos al sistema en TiempoReal. Después, pulsar la tecla [H] (recordar “Hogar”), y finalmente la tecla [C]. La nave dará la vuelta y se fijará sobre el sol, que es sólo una minúscula estrella a unos 5.500 años luz de nuestra posición actual.
  16. Activa la opción [Cockpit] para volver a visualizar la cabina de control, despues pulsa aquí para ver tener una vista privilegiada de nuestro Sol.
  17. La temperatura en la superficie de nuestro Sol está en unos 5.500° C. Sin embargo, en el núcleo ésta es de unos 14 millones de ° C. Se ha estado fusionando hidrógeno en helio durante más de cuatro mil millones de años. Según lo que hemos visto, está estallando continuamente, pero, por otro lado, la gravedad está haciendo que su tamaño se mantenga constante. Es decir, está en equilibrio. Posee bastante hidrógeno en el núcleo para continuar con la fusión de hidrógeno durante otros 5 mil millones de años más.
  18. Aunque nuestra nave está ahora bastante cerca del sol, estamos seguros porque la Celestia 2 posee un casco especial con protección contra las enormes cantidades de radiación y energía procedentes del Sol. De hecho, ésta es lo bastante potente para calentar la Tierra, situada a casi 150.000.000 kilómetros (1 unidad astronómica). Como podemos ver, el gas caliente de la superficie del Sol también está destruyendo la estrella, ya que se está lanzando al espacio. Alguno vuelve a caer hacia abajo (se llama protuberancia). Algún otro está escapando en forma de viento solar. Incluso un poco de este gas está golpeando la nave.
  19. Ahora realizaremos una maniobra muy peligrosa. Intentemos volar sobre la atmósfera externa del sol. Podemos hacer esto sólo durante un corto tiempo sin sobrecargar los sistemas de enfriamiento de la nave. Para ello, presionar la tecla [A] y acelerar hacia el Sol hasta aproximadamente 0.2 c. Después usamos las teclas de flecha [8↑] or [2↓] para cambiar la dirección de modo que pasemos justo sobre la capa superior del Sol, a través de su atmósfera amarillenta, pero con cuidado de no hundirnos en su infernal superficie. Seguro que podemos hacerlo.
  20. Una vez hecho, pulsar [S] para detener la nave. Esto está sumamente caliente.
  21. Nuestra siguiente visita será a la estrella más cercana a nuestro Sol, Próxima Centauri (también conocida como Alfa Centauri C). Se trata de una Enana Roja muy pequeña, con solo un 8% del tamaño de nuestro Sol. Desde la Tierra, es invisible a simple vista, y sólo puede ser vista con telescopio. Para ir allí, picar aquí. Próxima Centauri está centrada en la ventana de la nave. A la izquierda tenemos juntas un par de estrellas amarillas de la secuencia principal, conocidas como Rigel Centauri A y B. Éstas son las estrellas visibles más cercanas a la tierra. Las tres estrellas juntas conforman un sistema triple de estrellas.
  22. Pulsar la tecla [L] una vez , notaremos un resplandor rojizo suave. Todas las enanas rojos son así, con un quemado lento del combustible, y con una temperatura superficial de sólo entre 2.000 - 3.000º C. Las enanas rojas pueden tener planetas y sistemas solares. Según nuestras mejores observaciones telescópicas, Próxima Centauri no posee, pero muchas otras puede que sí. Esos sistemas planetarios serán lugares muy fríos, pues no hay mucho calor procedente de una enana roja, por lo que los sistemas solares que existan estarán congelados. Parece extraño pensar que el 70% de todas las estrellas visibles en el cielo son de esta manera, invisibles a nosotros sin el telescopio
  23. Hacer zoom con la tecla [Inicio] o la rueda del ratón, hasta unos 175.000 Km. de la superficie. Notaremos la textura gaseosa de la superficie. Las variaciones están causadas por el gas caliente que hierve, hacia arriba en algunas manchas, y hundiéndose en otras.
  24. Visitemos ahora otra estrella que tenemos detrás de Próxima Centauri. Haz clic aquí. Delante tenemos a Rigel Centauri A, además tiene una compañera muy cercana, ¿la has visto al dirigirnos hacia ella? Las dos forman uno de los sistemas estelares más habituales de nuestra galaxia, sistemas binarios o estrellas binarias. Aquí tenemos dos estrellas de la secuencia principal similares a nuestro sol en tamaño, temperatura, edad y química. Pulsa aquí para ver a Rigel Centauri A y B girando una sobre otra (hemos acelerado el tiempo100 millones de veces para poder ver este movimiento).
  25. Visitemos ahora algunas estrellas mayores que nuestro Sol. Para ello, picar aquí. La nave se centrará posicionada en la estrella más brillante de nuestro cielo, muy cerca de nuestro Sol. Pulsar la tecla [G] para viajar con hipervelocidad. Hacer zoom. Pulsar la tecla [V] otra vez para completar la información mostrada. Ésta es una estrella realmente caliente y brillante. Su nombre es Sirio A.
  26. En la información mostrada en la esquina superior izquierda vemos que esta estrella tiene un radio de 1'9 veces el del sol (1'9 R solar). Es decir, es casi doble que nuestro Sol. Su brillo viene indicado en donde aparece la palabra “Luminosity”, (luminosidad). Podemos notar que es unas 22 veces más brillante que nuestro Sol. Sirio A es una gran estrella blanca de la secuencia principal y está consumiendo su combustible de hidrógeno a mayor velocidad que él, por lo que también es más caliente, y de color más blanco. La vemos tan brillante porque está muy cerca de nuestra Sistema Solar (solamente 8'6 años luz). También tiene una compañera, una pequeña estrella llamada Enana Blanca, que visitaremos un poco más adelante en nuestro viaje.
  27. Pulsa aquí para seleccionar Canopus, pulsa la tecla [G] para ir hasta esta estrella. Canopus es una estrella muy grande, unas 62 veces mayor que nuestro Sol y casi 14.000 veces más luminosa (brillante). Está consumiendo el combustible de hidrógeno mucho más rápidamente que nuestro sol. En la actualidad es una Gigante Blanco-Amarilla, de acuerdo a su temperatura. Llegará a la vejez mucho antes de que nuestro sol.
  28. Visitaremos ahora un auténtico monstruo que se esté quemando muy rápidamente, para ello pulsa aquí, pulsa la tecla [G] para ir a Rigel. Enfocar y acelerar el tiempo a 100.000x mas rápido. Esta estrella es una Supergigante Blanco-Azulada enorme e increíble. Es 17 veces más masiva, 68 veces mayor en diámetro y es cerca de 40.000 veces más brillante que nuestro Sol. Su temperatura superficial es casi doble que la de nuestro Sol y su temperatura interna en el núcleo es de unos 28 millones de °C. Si existiera un planeta cerca de Rigel, estaría cocido y esterilizado por la enorme radiación. No habría posibilidad de vida cerca de ella. Algún día, millones de años a partir de ahora, Rigel estallará con una fuerza gigantesca que será sentida aquí en nuestro Sistema Solar, situado a 42 años luz.
  29. Para visitar una enorme y caliente supergigante estrella azul, haz clic aquí. WHOA! La nave nos ha trasladado a la estrella LBV-1806-20, una de las más calientes de la super-estrellas de la Vía Láctea. Es claramente azul. Es 150 veces más grande que nuestro sol. Su temperatura superficial es de unos increíbles 33.000 ° C. Su luminosidad es 48.000 veces mayor a la de nuestro sol. ¿Te imaginas lo brillante que es?
  Autoevaluación  
  Una vez llegado a este punto, y antes de seguir con la actividad, realiza el siguiente test: Autoevaluación 3 .