El nacimiento de las estrellas

vamos a imaginar que tenemos una gran nube de átomos de hidrógeno que están flotando en el espacio y cuando digo una nube grande me refiero a que es grande en tamaño y en masa en donde si juntáramos la masa de todos estos átomos tendríamos una nube enorme nosotros sabemos que la gravedad hace que los átomos de hecho se atraigan mutuamente aunque uno normalmente no piensa en la gravedad de átomos pero poco a poco los afectaría poco a poco haría que se acercaran unos a otros haciendo que se condensen y poco a poco atrayendo los hacia el centro de masa de la nube moviendo todos los átomos poco a poco si aceleramos el paso del tiempo veríamos que esta nube se hace cada vez más densa los átomos van a estar mucho más cerca unos de otros hasta que estos átomos de hidrógeno empezarán a golpearse entre ellos y a interactuar volviéndose todo esto cada vez más denso recuerden que es una masa muy grande de átomos de hidrógeno por lo tanto la temperatura va a aumentar la temperatura aumenta y siguen condensándose y se siguen comenzando hasta que algo bastante interesante sucede vamos a ver que aquí ellas también densas están todos los átomos de hidrógeno apelmazados unos con otros está bastante denso aquí en el centro no puedo dibujar todos los átomos de hidrógeno aquí es sólo para darles una idea pero en ese momento va a haber una presión interna muy grande causada por la gravedad que está causada por toda esta masa concentrada en el centro de masa de nuestra nube en este momento la temperatura se aproxima a los 10 millones de grados kelvin y en este punto algo extraordinario sucede vamos a recordar cómo luce un átomo de hidrógeno y es más vamos a enfocarnos en el núcleo del átomo de hidrógeno el núcleo del átomo es un protón aquí afuera y un electrón que está dando vueltas alrededor del núcleo y vamos a dibujar aquí otro átomo de hidrógeno tengan en mente que esta distancia no esta escala igual esta distancia tampoco esta escala el núcleo de los átomos es de hecho muchísimo más pequeño que el radio del núcleo al electrón pero bueno esto es sólo para darles una idea sabemos que por las fuerzas electromagnéticas que estas dos partículas cargadas positivamente no querrán acercarse entre ellas pero lo que sabemos de lo que aprendimos sobre la fuerza fuerte es que si llegaran a acercarse lo suficiente bajo alguna temperatura o presión muy muy muy grande podríamos acercar estos dos protones lo suficiente para que la fuerza fuerte supere la fuerza de rechazo electromagnética para que estos dos núcleos de hecho se fusionen pues justamente eso es lo que sucede cuando se alcanzan temperaturas tan grandes como la que está en este centro de masa tenemos la temperatura y presión suficientes para superar estas fuerzas electromagnéticas y acerca de estos protones lo suficiente para que ocurra una fusión para que ocurra una fusión una emisión de fusión y cuando quiero ser muy clara aquí no es que sea una edición de combustión como lo conocemos tradicionalmente como si quemaremos una molécula de carbón no es combustión es emisión y se llama así porque cuando tenemos estos dos protones que se fusionan el núcleo resultante tiene una masa un poquito más pequeña en la primera fase de esto tenemos nuestros dos protones tenemos estos dos protones que están lo suficientemente cerca cuando hay presión y temperatura suficiente como para que las fuerzas fuertes interactúen y esto se enganche y se mantengan juntos y uno de estos protones se degrada en un neutrón y la masa resultante de estos protones combinados es menor que la masa de los protones originales por un margen muy pequeño pero ese pequeño margen de masa que se pierde resulta en una gran cantidad de energía y esta energía es a lo que llamamos emisión lo que hace esta emisión es proporcionar un poco de presión externa para evitar que todo esto siga colapsándose de manera que esta presión externa va a ser equivalente con la presión interna de lo que ahora es una estrella ahora tenemos la división en el centro tenemos todas estas moléculas que tratan de entrar proporcionando la presión suficiente para que resulte esta emisión de fusión y bueno y ahora en que se está funcionando el hidrógeno en la primera fase de esta reacción y ese es el tipo de fusión más básico que puede ocurrir en las estrellas el hidrógeno se fusiona en deuterio que es una forma de decir que es un hidrógeno pesado pues ya que en el núcleo tiene un protón y un neutrón esto todavía no es helio no tiene dos protones todavía este núcleo pero si el deuterio se sigue funcionando eventualmente tendremos helio y esto lo podemos ver en la tabla periódica bueno déjenme encontrarla primero se les mostraré en el siguiente vídeo pero sabemos que el hidrógeno en su estado atómico tiene el número atómico de 1 y también tiene masa de uno sólo tiene una partícula en el núcleo cuando se fusionan se convierte en hidrógeno dos deuterio que tiene un neutrón un protón y por eso es que en su núcleo hay dos partículas y esto cuando se fusiona eventualmente nos va a dar helio y por definición el helio tiene dos protones dos neutrones tiene cuatro partículas en el núcleo por lo que tiene una masa atómica de cuatro y todo este proceso libera una gran cantidad de energía ya que la masa atómica del helio que se produce es ligeramente más pequeña que los cuatro protones de los átomos de hidrógeno que tuvieron que fusionarse para formar este helio así que toda esta energía que viene de la fusión originada por presiones muy altas evita que la estrella continúe colapsándose y una vez que la estrella se encuentra en este estado en cuanto está fusionando el hidrógeno en su centro para convertirlo en helio se encuentra en lo que se llama su secuencia principal esta es una estrella en secuencia principal estrella en secuencia principal y de hecho esta es la secuencia en la que se encuentra nuestro sol en este momento siempre surgen preguntas de qué es lo que pasaría si no se alcanza a lograr este punto de acá incluso hay objetos que nunca llegan a alcanzar oa superar el nivel necesario para convertirse en estrellas de hecho existen objetos más pequeños en donde existe una gran presión y temperatura pero no se logra dar la fusión un ejemplo de esto podría ser el planeta júpiter un objeto con varias veces la masa de júpiter quizás podrían lograr este nivel así pues es necesario un límite en un exista la temperatura la masa y la presión suficiente para lograr este estado de fusión y mientras superen por poco este límite más va a durar el combustible en cambio si es supermasivo el consumo de combustible va a ocurrir muy rápido esta es la idea general de cómo se forman las estrellas y por qué no se colapsan en ellas mismas en otro vídeo hablaremos qué es lo que sucede cuando este helio que se encuentra en el núcleo comienza a acabarse