La evolución de las estrellas que siguen la Ley de Bethe para la producción de energía

Livio Gratton

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La evolución de las estrellas que siguen la Ley de Bethe para la producción de energía: Serie Astronómica - Tomo XXVIII

Livio Gratton
Unidades Académicas: Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas
Fecha Publicacion: 1949
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Editorial: Observatorio Astronómico de la Universidad Nacional de La Plata

Sinopsis

Schonberg y Chandrasekhar, e independientemente el que escribe, hicieron la observación de que el progresivo agotamiento del hidrógeno en las partes centrales de una estrella tiene que causar una variación de la composición química en la masa estelar; en el sentido de que, aún en el caso de que inicialmente la composición química haya sido la misma en toda la estrella, después de un cierto tiempo en que las reacciones termonucleares (el ciclo de Bethe) han constituido la fuente del calor estelar, la concentración de hidrógeuo en el núcleo, X, será distinta de la concentración X en la envoltura radiativa. En su nota antes mencionada, el que escribe mostró que, según toda probabilidad, la circulación interior debida a la rotación de la estrella no es suficiente para mezclar de nuevo la materia estelar y así restablecer la uniformidad de composición. Posteriormente, Schatzman, en base a las investigaciones de Randers y de Krogdahl, sostuvo la conclusión contraria, esto es, que los lentos movimientos de circulación son suficientes para restablecer la uniformidad de composición. Siempre con el fin de probar que la composición de las estrellas comunes es uniforme, Schatzman se refiere también a la estimación hecha por Biermann del coeficiente de difusión por turbulencia. En cuanto se refiere a la difusión, el que escribe está convencido de que en la región radiativa la turbulencia no puede ser importante, pues si lo fuera, a causa de la gran eficacia de la convección turbulenta para el transporte de energía, ésta tendría que producir una forma de equilibrio convectivo. En cuanto a las corrientes de circulación macroscópica, parece difícil que puedan modificarse las precedentes conclusiones del autor ; de la misma opinión es también Ledoux, el cual evidentemente no conocía el trabajo anterior de quien esto escribe. Desde luego, en la región central en equilibrio convectivo la materia está completamente mezclada. Entonces, si aceptamos la conclusión de que, por no mezclarse la materia del núcleo con la de la envoltura, la composición química de la estrella no sea uniforme, las configuraciones sucesivas de una estrella durante su evolución podrán calcularse manteniendo constante la composición química de la envoltura (mejor dicho su concentración de hidrógeno X) y dejando variar la concentración de hidrógeno X del núcleo. El objeto de este trabajo es presentar un cálculo de tal tipo, en el cual se adopta como modelo estelar el modelo central convectivo con coeficiente de absorción proporcional a pT~7.2 (modelo de Cowling generalizado). Contra el peligro de usar modelos estelares demasiado esquematizados, han prevenido Blanch, Lowan, Marshak y Bellie y, como consecuencia de sus cálculos de un modelo con factor guillotina variable en la estrella. De la misma opinión son también Williamson y Duff. No cabe duda de que todos estos autores tienen razón si nosotros queremos usar el modelo para determinar la estructura de una estrella dada, como por ejemplo los métodos standard para determinar la composición química del sol. Pero el modelo central convectivo es seguramente suficiente para reproducir las características generales de las estrellas y especialmente las relaciones masa-luminosidad, masa-radio, y es muy presumible que aparte de las dificultades relacionadas con la uniformidad de composición química, este modelo pueda darnos una idea bastante aproximada de la evolución de las estrellas de la secuencia principal.

Notas

Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.