Las estrellas y sus planetas —en el caso de que los tenga—, nacen de la contracción de nubes de gas y polvo interestelar. Al irse contrayendo la nube por efecto de la gravedad, el choque de las moléculas gaseosas en el interior de ésta la calienta hasta el punto en que el hidrógeno empieza a fundirse produciendo helio: cuatro núcleos de hidrógeno se combinan y forman un núcleo de helio, con la emisión simultánea de un fotón de rayos gamma.
El fotón sufre absorciones y emisiones por parte de la materia situada encima suyo y se va abriendo paso paulatinamente hacia la superficie de la estrella, perdiendo energía en cada paso y llegando, finalmente, de un viaje que puede durar un millón de años, hasta la superficie, donde emergen en forma de luz visible y es radiado hacia el espacio.
La estrella empieza a funcionar. El colapso gravitatorio de la nube preestelar ha quedado detenido; el peso de las capas exteriores de la estrella está sostenido ahora por las elevadas temperaturas y presiones generadas en las reacciones nucleares del interior.
El Sol ha estado en está situación estable durante los últimos cinco mil millones de años. Su energía proviene de una explosión contenida y continua que convierte unos cuatrocientos millones de toneladas de hidrógeno de helio cada segundo. Esta fusión no puede continuar indefinidamente.
Cuando todo el hidrógeno central haya reaccionado y se haya transformado en helio, dentro de unos cinco o seis millones de años, la zona de fusión del hidrógeno se irá desplazando lentamente hacia el exterior, cuando una cáscara de expansión de reacciones termonucleares, hasta que alcance el lugar donde las temperaturas son inferiores a unos diez millones de grados. En ese momento por la fusión del hidrógeno se apagará.
Mientras tanto, la gravedad propia del Sol causará una nueva contracción de su núcleo rico en helio, y un aumento adicional de las temperaturas y presiones interiores. Los núcleos de helio quedarán apretados más densamente todavía, llegando incluso a pegarse entre sí debido a que las fuerzas nucleares de corto alcance habrán superado a las fuerzas de repulsión eléctrica.
La ceniza de la fusión del hidrógeno se convertirá en combustible y el Sol entrará en una segunda fase de reacciones de fusión, generando carbono y nitrógeno, y proporcionando energía adicional para que el Sol continúe brillando durante un tiempo limitado.
El fotón sufre absorciones y emisiones por parte de la materia situada encima suyo y se va abriendo paso paulatinamente hacia la superficie de la estrella, perdiendo energía en cada paso y llegando, finalmente, de un viaje que puede durar un millón de años, hasta la superficie, donde emergen en forma de luz visible y es radiado hacia el espacio.
La estrella empieza a funcionar. El colapso gravitatorio de la nube preestelar ha quedado detenido; el peso de las capas exteriores de la estrella está sostenido ahora por las elevadas temperaturas y presiones generadas en las reacciones nucleares del interior.
El Sol ha estado en está situación estable durante los últimos cinco mil millones de años. Su energía proviene de una explosión contenida y continua que convierte unos cuatrocientos millones de toneladas de hidrógeno de helio cada segundo. Esta fusión no puede continuar indefinidamente.
Cuando todo el hidrógeno central haya reaccionado y se haya transformado en helio, dentro de unos cinco o seis millones de años, la zona de fusión del hidrógeno se irá desplazando lentamente hacia el exterior, cuando una cáscara de expansión de reacciones termonucleares, hasta que alcance el lugar donde las temperaturas son inferiores a unos diez millones de grados. En ese momento por la fusión del hidrógeno se apagará.
Mientras tanto, la gravedad propia del Sol causará una nueva contracción de su núcleo rico en helio, y un aumento adicional de las temperaturas y presiones interiores. Los núcleos de helio quedarán apretados más densamente todavía, llegando incluso a pegarse entre sí debido a que las fuerzas nucleares de corto alcance habrán superado a las fuerzas de repulsión eléctrica.
La ceniza de la fusión del hidrógeno se convertirá en combustible y el Sol entrará en una segunda fase de reacciones de fusión, generando carbono y nitrógeno, y proporcionando energía adicional para que el Sol continúe brillando durante un tiempo limitado.
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