Allá por los años 1940 se comenzó a resolver el problema de cómo las estrellas obtenían su energía o cómo era que brillaban. Al día de hoy hay un acuerdo general sobre los modelos estelares con algunas discrepancias que serán resueltas con las observaciones. La energía de las estrellas procede de la fusión termonuclear.
El núcleo de las estrellas tiene la temperatura suficiente como para que un pequeño porcentaje de núcleos penetren la barrera de potencial de Coulomb y se fusionen. En el núcleo de las estrellas, todos los átomos están desprovistos de sus electrones, están completamente ionizados. La materia en ese estado se denomina plasma, y es neutra pues los electrones, los nucleones solos o formando núcleos están mezclados formando una especie de fluido líquido. Estas partículas poseen movimientos de alta velocidad dada la gran temperatura, que supera los 10 millones de grados. Las colisiones entre partículas subatómicas y núcleos producen reordenamientos. Los diferentes núcleos no interaccionan de la misma manera y en general se puede decir que cuanto menos masivo sea el núcleo más facilidad tendrá para interaccionar con otros núcleos. Esto es así en parte porque al ser menos masivos, se ven muy afectados por las energías cinéticas y se mueven a grandes velocidades (léase rapidez). Además, como todos los núcleos poseen carga eléctrica positiva, los masivos se repelen con mayor intensidad que los de masa ligera.
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| Estructura del Sol. By Kelvinsong (Own work) |
Como regla general, una estrella mantiene su temperatura nuclear justo al nivel necesario para que el elemento más ligero interaccione fusionándose para producir energía. Es, si se quiere, una especie de ley del menor esfuerzo: se mantiene estable empleando las fusiones nucleares justas y necesarias, ni más ni menos.
En elemento más ligero que hay en las estrellas es el hidrógeno (protones). De manera que estos protones están interaccionando muy frecuentemente y con mayor energía que cualquiera de los otros núcleos presentes. El ritmo de interacción es increíblemente lento y se debe a la penetración de la barrera de potencial de Coulomb. Aún así, el Sol posee tal cantidad de hidrógeno que se fusionan cada segundo entre 600 y 700 millones de toneladas de dicho elemento.
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Esquema de fusión nuuclear, la más simple posible. Aclaremos que
los objetos representados, en este caso partículas subatómicas,
no son ni remotamente bolitas ni se guarda ninguna relación de tamaño.
Protones, neutrones, neutrinos, electrones y demás son más bien
nubles de probabilidad. Al "observarlas", sus funciones de onda
colapsan y se manifiestan como entidades cuánticas en determinados
sectores del espacio-tiempo.
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Cuando un protón se fusiona con otro, produce un isótopo del hidrógeno denominado deuterio. Es decir, al fusionarse los dos protones se forma por breves instantes (un tiempo típico de la desintegración débil) una partícula compuesta por dos protones. Uno de estos protones se desintegra a costa de energía produciendo un positrón, un neutrino electrónico y un neutrón. Este deuterio recientemente formado interacciona rápidamente con otro neutrón formando un isótopo del helio, el He-3. A partir de aquí, la etapa final del proceso puede seguir más de un recorrido. Una posibilidad es que ese helio-3 recién formado interaccione con otro igual para formar el más estable helio-4 liberando dos protones.
Pero cualquiera de los caminos que tome, el resultado global es la producción de un núcleo de helio-4 a partir de cuatro protones. Y como esos cuatro protones poseen una masa ligeramente mayor que la del helio-4, esa diferencia se convierte en energía. Parte de esta energía aparece como radiación de alta frecuencia, parte como energía cinética de los productos y parte se utiliza para la creación y movimiento de positrones y neutrinos.
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| Esquema de la cadena protón-protón |
El proceso completo de la reacción, tomando la interacción global, donde se comienza con dos protones y se termina con la producción de un helio-4, se denomina cadena protón-protón.
En las estrellas que posee masas bastante mayores que el Sol, los protones se fusionan de manera diferente. Utilizan núcleos de carbono como catalizadores. En el esquema se detalla este proceso de fusión que se denomina ciclo del carbono o ciclo del CNO. El resultado global de este proceso es también general un núcleo de helio-4 a partir de cuatro protones. De modo que el balance energético es el mismo que la cadena del protón.
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| Ciclo del CNO |
¿Qué reacciones nucleares se dan en las estrellas que ya no poseen hidrógeno nuclear?
El elemento más liviano luego del hidrógeno es el helio. Si la temperatura en el núcleo se eleva lo suficiente como para superar los 100 millones de grados, los núcleos de helio tienen una probabilidad de penetrar la barrera de potencial de Coulomb y generar berilio-8. Pero como el berilio-8 es muy inestable, se descompone rápidamente volviendo a formar los dos núcleos de helio-4. Para formar un elemento más pesado, es necesario otro núcleo de helio-4 que impacte sobre el berilio antes de que se desintegre. De esta manera, una colisión donde interviniesen tren núcleos de helio-4 (también denominado partícula alfa) formarían un núcleo estable de carbono-12. Nuevamente aquí los tres núcleos de helio poseen una masa ligeramente mayor a la del carbono-12. El resultado nuevamente es generación de energía.
Estas reacciones de fusión triple son raras y sólo se producen (por probabilidad) a altas temperaturas y presiones. La reacción de fusión se denomina triple alfa.
A temperaturas un poco mayores pueden ocurrir otras reacciones nucleares más complejas. Los núcleos de helio pueden producir oxígeno al reaccionar con el carbono y otros pueden reaccionar con este oxígeno para formar neón. Y así sucesivamente, hasta llegar a formar elementos más pesados.
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| Proceso triple alfa. |
Por ejemplo, en estrellas con temperaturas nucleares del orden de los 200 millones de grados, parte de los núcleos de carbono-13 intervinientes como intermediarios en el ciclo del carbono interaccionan de manera diferente. Este isótopo es capaz de reaccionar con un núcleo de helio a altas temperaturas. Se produce un nuevo oxígeno con emisión de un neutrón. Al no poseer carga eléctrica, este neutrón libre en el núcleo estelar está en condiciones de interaccionar muy fácilmente con cualquier núcleo. De esta manera, tan pronto como en el núcleo estelar el helio reaccione con el carbono para emitir como subproducto neutrones, comienzan una serie de reacciones nucleares muy variadas haciendo que la escena se vuelva muy confusa. Lo que sí, luego de toda esa serie de reacciones nucleares, donde la obtención de energía es siempre menor al generarse núcleos cada vez más masivos, se llegará al estable hierro-56. En este punto las reacciones nucleares dejan de producir energía y comienzan una serie de procesos que saldrían fuera de los límites de este artículo y requiere analizar las últimas etapas en la vida de las estrellas. Para ello puede consultar las siguientes entradas:
Por Mariano Miguel Lanzi
Los esquemas, salvo el primero el cual está la fuente correspondiente, fueron realizados por el autor en Blender 2.69
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