Estrela (astronomía): Diferenzas entre revisións

Contido eliminado Contido engadido
Banjo (conversa | contribucións)
Castelao (conversa | contribucións)
m Arranxiño
Liña 34:
 
== Xeración de enerxía nas estrelas ==
A principios do [[século XX]] a ciencia preguntábase cal era a fonte da incribleincreíble enerxía que alimentaba as estrellas. Ningunha das solucións coñecidas na época resultaba viable. Ningunha reacción química alcanzaba o rendemento necesario para manter a luminosidade que despedía o [[Sol]]. Así mesmo, a contracción gravitatoria, se ben resultaba unha fonte enerxética máis, non podía explicar o aporte de calor ao longo de miles de millóns de anos. Cando se descubríu a interacción forte apareceron dous novos candidatos: a [[fisión nuclear|fisión]] e a [[fusión nuclear]]. A fisión quedou rapidamente descartada, xa que nas estrelas apenas se detectaba presenza algunha de elementos máis pesados que o [[ferro]]. Enseguida quedou claro que só a fusión nuclear podía proveer ás estrelas desas inxentes cantidades de enerxía que precisaban para manter a súa estabilidade.
 
Aínda así, resultou que as temperaturas que se alcanzan nos núcleos das estrelas son demasiado baixas como para fusionar os [[ión]]s. Ocorre que o efecto túnel permite que dúas partículas con enerxías insuficientes para traspasar a barreira de potencial que as separa teñan unha probabilidade de saltar esa barreira e poderse unir. Ao haber tantas colisións, estadisticamente danse suficientes reaccións de fusión como para que se sosteña a estrela pero non tantas reaccións como para facela estoupar. Existe un óptimo de enerxía para o cal se dan a maioría de reaccións que resulta do cruce da probabilidade de que dúas partículas teñan unha enerxía determinada ''E'' a unha temperatura ''T'' e da probabilidade de que esas partículas se salten a barreira por efecto túnel. É o chamado [[pico de Gamow]].