Las estrellas son básicamente, reactores nucleares:
¿Has visto algún elemento radiactivo brillar? pues eso son las estrellas pero a lo ultra grande, fíjate si debe ser gigante la fusión en cadena llevada en el interior de las estrellas que las vemos desde aquí.
Comienza la explicación técnica:
Las estrellas son esferas gigantes de gas (principalmente hidrógeno y helio) formadas por perturbaciones de nubes interestelares que siembran una condensación gravitacional desbocada, que calienta el gas al menos a miles de K, quita el hidrógeno de todos sus electrones y crea un plasma ( que es un poco como una llama).
Sin fusión nuclear, las estrellas seguirían contrayéndose (mecanismo Kelvin-Helmholtz) y durarían solo millones de años.
Sin embargo, la temperatura y la presión alcanzadas en el núcleo de una estrella son tan altas que los protones están lo suficientemente cerca y enérgicos como para "hacer un túnel cuántico". El helio es más ligero que los 4 protones de los que está hecho: este defecto de masa proviene de reorganizar los quarks en una estructura más estable, que libera energía (previamente en forma de masa) como rayos gamma, neutrinos y protones rápidos + electrones.
La presión de la energía generada de esta manera se ajusta, por lo que es suficiente para equilibrar la presión de las capas ascendentes, por lo que si la estrella recibe más gas (como estrellas más masivas), el núcleo crecerá y tomará una fracción mayor de la estrella.
Justo encima del núcleo, los protones no se fusionan, pero siguen siendo muy densos, por lo que la luz producida en la frecuencia central se dispersa de los electrones circundantes y progresa muy lentamente. Esta es la región convectiva y juega un papel importante en la prolongación de la vida de una estrella, porque esta dispersión difusiva tarda millones de años en llegar a la superficie. Esto asegura que la estrella pueda mantener un equilibrio estable contra la gravedad al confinar el núcleo.
Más arriba, a medida que disminuye la presión, el plasma comienza a transportar energía de manera más eficiente a través de la convección, que enrolla los campos magnéticos de la estrella con turbulencia.
A medida que la densidad se vuelve lo suficientemente baja como para que el plasma se vuelva ópticamente delgado (tau ~ 1) (como cuando se mira a través de una nube que es lo suficientemente delgada como para ver a través) los fotones finalmente pueden escapar de la estrella. Esta región de la atmósfera de la estrella se llama fotosfera y su temperatura es una consecuencia directa de la producción de energía de la estrella en el núcleo y su radio: Luminosidad = Área * sigma_boltzmann * T ^ 4.
Por encima de esta región, hay una transición de la turbulencia dominada (la fotosfera granular en forma de olla hirviendo) a la actividad dominada por el magnetismo que vemos que tiene el Sol. Esta energía magnética finalmente se liberará en la corona de la estrella para calentar el plasma delgado a millones de K y luego a la heliosfera.
Cada vez que la luminosidad del núcleo y la luminosidad de la superficie no estén equilibradas, el radio estelar cambiará. Si el núcleo produce menos energía, la presión aumentará y el núcleo se volverá más caliente y más denso y las capas externas se expandirán, lo que lleva al núcleo a producir más energía, expandiendo el núcleo nuevamente y dejando que las capas superiores vuelvan a bajar. Algunas estrellas en realidad siguen oscilando así, haciendo que su luminosidad sea periódica, con un período proporcional a la luminosidad, la variable Cefeida.
Entonces, una estrella es un reactor de fusión nuclear autoregulado y gravitacionalmente confinado.
Algunas son más masivas (hasta 100 veces el Sol), por lo que tienen un mayor porcentaje de núcleo. Esto las hace liberar más energía por área de superficie, por lo que son más calientes y azules. Otras estrellas son más pequeñas (hasta 0.1 veces el Sol), tienen núcleos pequeños, por lo que son rojas, incluso infrarrojas.
Cuando una estrella se queda sin hidrógeno en el núcleo, vuelve a contraer su núcleo, expande sus capas externas, se vuelve más rojoa y calienta el núcleo para fusionar helio en carbono a través de berilio, luego en oxígeno, etc.
Una vez que el núcleo está lleno de Fe26, no se obtiene más energía de la fusión y la estrella continúa donde lo dejó cuando comenzó a fusionar hidrógeno en el núcleo, contrae inexorablemente su núcleo para formar un objeto compacto y expulsar sus capas externas en una nebulosa.
