¿CÚAL ES EL COMBUSTIBLE DEL SOL?

La composición química de una estrella varía según la generación de la cual pertenece. En nuestro caso se considera que el Sol puede ser de segunda o incluso tercera generación, y significa que está formada por los restos de otras estrellas que anteriormente ya explotaron.

Cuanto de más generaciones pertenezcan las estrellas, menor cantidad de componentes metálicos dispondrá. 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 según su riqueza en metales en dos grandes grupos. 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.

Los componentes metálicos solares son: Oxigeno, Carbono, Silicio, Magnesio, Hierro,..

Para los astrónomos, elementos distintos del hidrógeno y el helio se consideran “metales”. Las estrellas con metalicidad alta contienen una cantidad significativa de otros elementos. Estos metales se formaron por primera vez cuando las primeras estrellas, compuestas por los dos gases básicos, hidrógeno y helio, murieron en una supernova violenta, arrojando su contenido en el espacio.

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.

A medida que la estrella va envejeciendo, va quemando componentes menos pesados para transformarlos en elementos más pesados. Como ejemplo pondremos el Sol. Actualmente el Sol, su combustible principal es el hidrógeno. La quema de hidrógeno hace que se convierta en helio. El helio, al ser más pesado que el hidrógeno, se irá concentrando en el centro de la estrella. Cuando el centro de ésta alcance una temperatura muy alta, el helio será capaz de empezar a fusionarse para producir otros elementos, como el carbono o el oxígeno.

Mientras esto ocurre, la estrella irá aumentando de tamaño y enrojeciéndose. Se habrá convertido en una gigante roja. En el caso del Sol no, pero si otra estrella en la misma situación era muy masiva, con el tiempo será capaz de fusionar carbono y oxígeno, para transformarlos en magnesio, sodio, fósforo, silicio e, incluso, hierro.

Sólo las estrellas más masivas que acaban su vida como supernovas son capaces de producir elementos químicos más pesados que el hierro. En la explosión de supernova se produce la energía suficiente para que núcleos pesados absorban neutrones y protones, convirtiéndose en núcleos tan grandes como el de uranio.

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