La nucleosíntesis y la vida de una estrella

¿Quién no ha escuchado alguna vez la expresión “sólo somos polvo de estrellas”, o alguna variante? Lo cierto es que, aunque normalmente la gente use esa expresión sin saberlo, en cierto sentido es verdad. En este artículo pretendo dar a conocer la nucleosíntesis, es decir, la formación en el universo de los átomos de los diferentes elementos, y su relación con las fases de la vida de una estrella.

Apuntar que, obviamente, no voy a repasar la formación de todos los tipos de átomos y sus respectivos isótopos, ya que daría lugar a un texto excesivamente largo, e incluso pesado. Veremos únicamente algunos de los procesos principales y más representativos de una estrella de primera generación. Para los que quieran más información, sobre otro tipo de estrellas, o la formación de otros átomos, existen textos más especializados.

Una herramienta que ha ayudado mucho a conocer estos procesos, y que nos ha dado a conocer la abundancia de los diferentes elementos en el Sol, las estrellas, nebulosas, y las regiones interestelares, ha sido la espectroscopía. Mediante el análisis espectroscópico detallado de varias regiones del espectro electromagnético se ha llegado a saber que el hidrógeno y el helio, los dos elementos más ligeros, suponen aproximadamente el 99.9% de nuestro universo, dándonos a conocer que la síntesis de los elementos más pesados no se ha dado aún en gran medida.

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Un segundo después del Big Bang, el universo estaba poblado por partículas que todos conocemos: protones (núcleo del hidrógeno), neutrones y electrones. Muy poco después protones y neutrones empezarían a combinarse dando núcleos de deuterio (p+n), y luego de helio (2p+2n). Se piensa que 10-500s tras el Big Bang el universo se trataba de un colosal reactor de fusión nuclear, convirtiendo el hidrógeno en helio, comenzando así el proceso de la “construcción” de los elementos.

Formación y quema de hidrógeno

El primer proceso de la vida de una estrella sería la acreción del hidrógeno y el helio enfriado, dando así la formación del cuerpo, creando una estrella de secuencia principal. Este proceso para una estrella de la masa y densidad del sol duraría aproximadamente 20 años.

Esta contracción gravitatoria libera energía, la cual en parte se pierde como radiación. Pero la continua contracción acaba provocando un aumento de la temperatura, hasta que aproximadamente a los 107 K se pueden dar en el núcleo de la estrella reacciones nucleares. El conjunto de reacciones nucleares presentes dan una reacción neta:

4 1H → 4He + 2 e+ + 2 νe

Es decir, cuatro átomos de hidrógeno dan uno de helio, dos positrones, y dos neutrinos. Este proceso libera una enorme cantidad de energía, la cual se libera en forma de radiación electromagnética de alta energía, desde el núcleo de la estrella.

Quema de helio y carbono

Cuando aproximadamente un 10% del hidrógeno ha sido consumido para la formación de helio, la presión de radiación es insuficiente para contrarrestar la atracción gravitatoria, volviendo a darse una contracción. Añadir que, aunque la mayoría de la gente no lo sabe, la radiación electromagnética ejerce una muy leve presión sobre cualquier superficie expuesta a ella.

Durante dicha contracción, el helio se concentra en un núcleo de alta densidad (alrededor de 105 g cm-3), y la temperatura aumenta hasta quizás los 2×108 K. Esta temperatura es suficiente para que se pueda dar la fusión del helio.

A su vez, el hidrógeno envuelve a ese núcleo de helio, provocando que la estrella evolucione rápidamente de la secuencia principal a una gigante roja.

En estas condiciones, el helio participa en bastantes posibles reacciones de fusión, muchas de ellas liberando radiación electromagnética de alta energía, concretamente radiación gamma, en las que genera berilio, carbono, oxígeno, neón, y magnesio.

4He + 4He ↔ 8Be

8Be + 4He ↔ 12C* → 12C + γ

3 4He → 12C + γ

12C + 4He → 16O + γ

16O + 4He → 20Ne + γ

20Ne + 4He → 24Mg + γ

Estas reacciones agotan el helio producido durante la quema de hidrógeno, y se desarrolla un nuevo núcleo interior, ahora de carbono, oxígeno y neón principalmente, el cual sufre de nuevo contracción gravitatoria y un aumento de temperatura, hasta los 5×108 K aproximadamente. A esta temperatura se pueden dar nuevas reacciones, basadas en el carbono. Algunas reacciones iniciales típicas de esta fase serían:

12C + 12C → 24Mg + γ

12C + 12C → 23Na + 1H

12C + 12C → 20Ne + 4He

Nótese que durante estas reacciones se regenera hidrógeno y helio en el núcleo, siendo posibles muchas nuevas reacciones que darían lugar a multitud de elementos en este rango de masas.

La muerte: enanas blancas y supernovas

La evolución de la estrella tras abandonar la fase de gigante roja dependerá de su masa.

Si la masa de la estrella es relativamente baja (menor a 9 masas solares), la estrella entrará en una fase oscilatoria de su vida, en la que poco a poco irá agotando su combustible nuclear y enfriándose hasta convertirse en una enana blanca, y posteriormente en una enana negra, muriendo así.

Durante su vida antes de llegar a enana blanca, la estrella se vuelve a contraer, aumentando su temperatura hasta unos 109 K, suficiente para que el neón reaccione, dando el conocido como proceso α. Una partícula α se trata de un núcleo de helio. Una de las reacciones que da el neón es su descomposición en oxígeno y helio, este helio (4He) podrá reaccionar con el propio neón(20Ne) para dar magnesio (24Mg), con el magnesio para dar silicio (28Si), y así para acabar dando azufre (32S), argón (36Ar), y calcio (40Ca).

Para estrellas de mayor masa a la antes mencionada es diferente el proceso. Mientras más masa posee una estrella, más temperatura alcanza, y más rápido se dan sus procesos. En estas estrellas más pesadas las reacciones nucleares del helio empiezan antes de que se haya agotado todo su hidrógeno, y en la parte media de su vida se pueden expandir ligeramente. Eventualmente llega un punto en el que se vuelven inestables y explotan de manera violenta, emitiendo gran cantidad de materia al espacio interestelar, la cual podrá formar parte de nuevos objetos astronómicos. Estas explosiones tan violentas son lo que llamamos supernovas.

Me parece bonito pensar que todo elemento químico que nos forma, que no sea hidrógeno, posiblemente provenga de las estrellas. Y que todo animal, planta, incluso el propio planeta o la Luna que vemos casi todas las noches, todos somos lo mismo, somos hijos de las estrellas.

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