1. Fusión nuclear:la fuente de energía de las estrellas
* Las estrellas brillan porque fusionan el hidrógeno en helio en sus núcleos, liberando grandes cantidades de energía.
* Esta fusión requiere una presión y temperatura inmensa, que se logran por la propia gravedad de la estrella.
2. El papel de la gravedad
* Cuanto más masiva sea una estrella, más fuerte es su atracción gravitacional. Esto comprime el núcleo, aumentando la temperatura y la presión.
* Para que ocurra la fusión, la temperatura central debe alcanzar aproximadamente 10 millones de Kelvin.
3. El límite de masa
* por debajo de 0.08 masas solares: Los objetos con masas más bajas tienen una gravedad insuficiente para comprimir sus núcleos a la temperatura requerida para la fusión de hidrógeno. Se clasifican como enanos marrones, que son más frescos y atenuados que las estrellas.
* por encima de 0.08 masas solares: Los objetos con masas más altas tienen suficiente gravedad para iniciar la fusión, convirtiéndose en estrellas de secuencia principal.
4. Las reacciones nucleares clave
* cadena de protón-protón: El proceso de fusión dominante en estrellas como nuestro sol (y estrellas más pequeñas que 1.5 masas solares). Esta cadena requiere una temperatura mínima de alrededor de 10 millones de Kelvin.
* CNO Ciclo: Este proceso se vuelve más importante en las estrellas con masas mayores de 1.5 masas solares. El ciclo CNO requiere temperaturas ligeramente más altas, pero es más eficiente.
En resumen:
El límite de masa más bajo de 0.08 masas solares para estrellas de secuencia principal es una consecuencia del equilibrio entre la gravedad y las condiciones requeridas para la fusión nuclear. Los objetos por debajo de este límite carecen de gravedad suficiente para lograr la temperatura central necesaria para la fusión de hidrógeno, evitando que se conviertan en verdaderas estrellas.
