++ El mecanismo de Kelvin y porqué brilla una estrella.

El mecanismo de Kelvin y porqué brilla una estrella.

Ahora sabemos que la explicación del brillo de una estrella reside en la energía nuclear que se produce en su interior al producirse la fusión de átomos por efecto de la enorme gravedad de su interior.

Pero, ¿qué explicación se podía ofrecer al porque del brillo de una estrella antes del siglo XX, cuando se desconocía la energía nuclear y sus fundamentos?

El mecanismo de Kelvin intentaba dar una explicación con las herramientas disponibles de la época. Se suponía que con el colapso gravitatorio que forma la estrella, la energía potencial se convertía en térmica. La estrella caliente emite luz hasta "gastar" su energía potencial inicial.

El problema surgía cuando se intentaba cuantificar este mecanismo. La energía potencial liberada de la protoestrella es G*M*M/R que viene a ser unos 4*10^48 erg. Como la luminosidad del Sol es de 4*10^33 erg/seg., suponiendo una luminosidad constante a lo largo de la vida del Sol, da como resultado una vida media de 10^15 segundos, es decir unos 30 millones de años.
He aquí el problema puesto que pronto se descubrieron fósiles en la Tierra de 300 millones de años de antigüedad, lo que reflejaba que el resultado anterior estaba lejos de la realidad.

La Teoria de la Relatividad y el conocimiento más profundo de los átomos y los procesos nucleares vino a arrojar luz sobre este tema. Con la equivalencia entre energía y masa se dio la respuesta al enigma de donde la energía que alimentaba las estrellas durante tanto tiempo.
Ahora, la energía disponible ya no era G*M*M/R sino M*c*c, lo que para el Sol representa unos 2*10^54 erg. y un tiempo de vida típico de 1 billón de años, un número superior a la vida del Universo hasta el momento, pero se ha de tener en cuenta que no toda la masa ha de convertirse en luz.

En realidad la masa liberada en el proceso de fusión de dos átomos de hidrogeno a uno de helio es de un 0,7% de la masa inicial de los átomos y que se pierde en el proceso de fusión. Este proceso de fusión va creando átomos más y más pesados hasta llegar al hierro, momento en el cual se necesita más energía para seguir fusionando que la que libera el proceso, consumiendo un 0,1% de la masa inicial.
Estos elementtos más pesados se forman en las explosiones de supernovas donde la energía disponible es muy superior y enorme.

Como conclusión en el proceso de fusión de dos átomos de hidrógeno no se dispone de M*c*c como energia disponible, sino de 0,007 Mcc, lo que equivale a unos 1,4*10^52 erg. y una vida típica de 100.000 millones de años, pero como no se consume toda la masa el número final se acerca más a los 10.000 millones de años que se estima la vida de una estrella como el Sol.


Apuntes del libro "Introducción a la Astrofísica" de Eduardo Battaner.

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