Fusión en el Universo: el origen de la joyería Understand article
Traducido por Jorge Puimedón, Universidad de Zaragoza. ¿Es la alquimia demasiado bonita para ser cierta? Paola Rebusco, Henri Boffin y Douglas Pierce-Price, de la ESO en Garching, Alemania, describen cómo es posible crear oro – y otros metales pesados – aunque, por desgracia, no…
¿Cómo se formaron los elementos pesados? El último episodio de la serie ‘ Fusión en el Universo’ (Boffin & Pierce-Price, 2007) terminó con la producción del hierro, pero la aventura de la nucleosíntesis – en la que se crean los núcleos atómicos – no se detiene ahí. Refresquemos nuestra memoria. Pocos minutos después de la Gran Explosión la temperatura del recién nacido Universo descendió (hasta unos pocos ¡miles de millones de grados!) y se formó hidrógeno y helio. Las estrellas pasan la mayor parte de su vida transformando hidrógeno en helio. Solo cuando la temperatura y la presión son suficientemente elevadas comienzan a fusionarse átomos de helio, formando nuevos elementos. Los elementos más ligeros son como los ladrillos que se unen sucesivamente y producen elementos más pesados, hasta el hierro-56.
El hierro-56 es el núcleo más estable porque tiene la máxima energía nuclear de enlace (véase el cuadro y el diagrama). La naturaleza escoge configuraciones estables y entonces el proceso de fusión descrito en nuestro último artículo, que lleva desde el hidrógeno hasta núcleos más estables y más pesados, no continuará más allá del hierro-56. Entonces ¿de dónde vienen elementos como el plomo, la plata, el oro o el uranio? No hay magia: el Universo proporciona otros modos fascinantes para producir todos los elementos más pesados. A las altas presión y temperatura de una estrella la fusión es un proceso tan espontáneo como rodar cuesta abajo (un proceso que libera energía). Sin embargo, estos nuevos mecanismos son más laboriosos, como subir una colina (un proceso que necesita energía). Además, los pasos siguientes de la nucleosíntesis son bastante violentos porque incluyen capturas y explosiones. Tres tipos de captura se ven implicados, dos tratan de la captura de neutrones (los procesos tipo s y tipo r) y uno de la captura de protones (el proceso tipo p).
Imagen cortesía de Mafalda Martins, ESO
Captura de neutrones
Una vía para crear elementos más pesados que el hierro-56 comienza cuando neutrones libres colisionan y se fusionan con un núcleo preexistente. De esta manera conseguimos núcleos más pesados y ricos en neutrones pero con el mismo número de protones, es decir, el mismo número atómico. Estos núcleos son isótopos más pesados del elemento original, así que todavía no hemos alcanzado nuestro propósito de formar un elemento diferente más pesado.
Sin embargo, el proceso no ha terminado todavía. Estos isótopos nuevos pueden ser estables o inestables dependiendo de su número de protones y neutrones. Si la captura de neutrones produce un isótopo inestable, entonces puede sufrir una desintegración radioactiva espontánea. Tal desintegración se llama ‘desintegración beta’, en la que se emiten un electrón y un antineutrino y uno de los neutrones del núcleo se convierte en un protón. El resultado final de esta transformación es un núcleo con un protón más y un neutrón menos. Como el número de protones ha cambiado se ha producido, de hecho, un elemento diferente.
En el proceso de captura de neutrones seguido por una desintegración beta, es importante si la captura inicial del neutrón es lenta o rápida respecto a la desintegración beta. Los dos casos, que se conocen como procesos tipo s y tipo r respectivamente, producen elementos diferentes y ocurren en diferentes circunstancias en el Universo.
Captura lenta de neutrones: el proceso tipo s
Cada neutrón capturado en el proceso tipo s convierte un núcleo en un isótopo del mismo elemento con un neutrón más. Este incremento gradual del número de neutrones conduce necesariamente a un isótopo inestable. Como la captura de neutrones es relativamente lenta en el proceso tipo s, el núcleo inestable beta se desintegra antes de que un nuevo neutrón sea capturado. En otras palabras, tan pronto como se alcanza la primera configuración inestable, una desintegración beta transforma el núcleo en otro nuevo con un protón más y un neutrón menos (véase el diagrama).
¿En qué parte del Universo podemos encontrar las condiciones adecuadas para que ocurran los procesos tipo s? Pues durante las últimas etapas de la vida de las estrellas parecidas al Sol. Ya sabemos (véase, por ejemplo, Boffin & Pierce-Price 2007) que si la masa inicial de una estrella es parecida a la del Sol, cuando al final de su vida se queda sin combustible, entonces se enfría hasta convertirse en una enana blanca. Antes de que se enfríe se producen neutrones libres (principalmente por las desintegraciones del carbono y del neón) que abundan lo suficiente como para producir elementos pesados por captura lenta de neutrones. Elementos como el bario, cobre, osmio, estroncio y tecnecio se producen de esta manera.
Imagenes cortesía de Mafalda Martins, ESO
Imagenes cortesía de Mafalda Martins, ESO
Captura rápida de neutrones: el proceso tipo r
Si, por el contrario, el ritmo de producción de neutrones es muy elevado, los núcleos inestables que se forman tienen tiempo suficiente para engullir muchos neutrones que posteriormente se desintegran en cascada en protones (véase el diagrama): así es como se sintetizan en la naturaleza los elementos con los mayores números atómicos.
Descubramos en qué lugar del Universo se producen los procesos tipo r. Como ya discutimos en el artículo anterior, cuando la masa de una estrella es mayor que unas ocho veces la masa del Sol, la temperatura y la presión en su centro es lo suficientemente alta para comenzar la fusión del carbono y del oxígeno y, finalmente, formar una parte central de hierro. En esta etapa final el interior de la estrella es como una cebolla (véase el diagrama): la capa más externa está compuesta por hidrógeno y helio y las capas internas por núcleos progresivamente más pesados debido a las sucesivas reacciones de fusión.
Imagen cortesía de Mafalda Martins, ESO
El hierro es demasiado estable para fusionarse, por eso aumenta sin cesar y la parte central de hierro crece continuamente. Hay, sin embargo, una masa (llamada masa de Chandrasekhar) más allá de la cual el centro de hierro ya no puede crecer más, ya que su propia gravedad es tan alta que le impide sustentarse. En ese momento un colapso catastrófico (donde las capas externas del centro alcanzan velocidades hasta 250 millones de km/h) aplasta el centro hasta que la materia que se desploma rebota y toda la energía se transfiere, en una titánica explosión, a las capas externas (véase la imagen). Este fenómeno se llama explosión de supernova, concretamente supernova Tipo II (SN II).
Imagen cortesía de Mafalda Martins, ESO
Es precisamente en el centro de hierro que colapsa en una SN II donde ocurren los procesos tipo r. Durante el colapso los electrones y protones se combinan para producir neutrones y neutrinos. El flujo (número por unidad de superficie y unidad de tiempo) de neutrones es tan alto (del orden de 1022 neutrones por cm2/s) que un núcleo tiene tiempo para capturar muchos neutrones antes de sufrir una desintegración beta. El oro, europio, lantano, polonio, torio y uranio son algunos de los elementos producidos por los procesos tipo r.
Captura de protones
Otro proceso por el cual se pueden producir núcleos más pesados es por captura de protones (procesos tipo p). Sin embargo, un núcleo que contenga muchos protones tiene una elevada carga positiva que dificulta la aproximación de nuevos protones. Esta repulsión (la barrera de Coulomb) es muy alta y determina que la captura de un protón sea un suceso mucho más raro que la de un neutrón. Para ser absorbido por un núcleo un protón libre debe ser muy energético, de forma que este proceso sólo puede darse a muy altas temperaturas.
¿Dónde podemos encontrar entonces temperaturas altas para la captura de protones? Miremos de nuevo a las estrellas. Aunque nuestro Sistema Solar tiene solo una estrella – el Sol – un gran número de estrellas están realmente en sistemas con dos estrellas como mínimo. Cuando dos estrellas orbitan una respecto a la otra forman un ‘sistema binario’. Si las estrellas están lo bastante próximas, es posible que la estrella con mayor atracción gravitatoria ‘robe’ gas a su compañera. Esto puede ocurrir, por ejemplo, cuando una compacta y masiva enana blanca o una estrella de neutrones atrae hacia su superficie gas rico en hidrógeno de su compañera. Este material proporciona un flujo caliente de protones libres con la energía suficiente para superar la barrera de Coulomb y fusionarse con otros núcleos. El lantano, rutenio y samario son elementos producidos en procesos tipo p.
Conclusión
Hemos visto cómo, aunque la fusión nuclear en las estrellas produce elementos sólo hasta el hierro-56, los elementos más pesados se producen por varios procesos. Estos procesos de nucleosíntesis, que conllevan la captura de neutrones o protones y desintegraciones radioactivas, ocurren en situaciones exóticas en el Universo. La captura lenta de neutrones puede ocurrir al final de la vida de las estrellas parecidas al Sol, antes de que terminen sus días como enanas blancas. La captura de protones es el resultado de una enana blanca o una estrella de neutrones que devora gas de una desafortunada estrella compañera. Una captura rápida de neutrones tiene lugar durante el catastrófico colapso estelar que ocurre justo antes de la dramática explosión de una supernova Tipo II. Cambiando un elemento en otro, estos fascinantes procesos naturales consiguen lo que los alquimistas medievales no pudieron: la transformación de unos metales iniciales en (entre otros elementos) oro.
A pesar de todo, no podemos culpar a los alquimistas. Sus laboratorios podían haber estado bien equipados, pero carecían de la pieza clave del aparato: la explosión de una supernova.
El misterio de la masa desaparecida
La energía nuclear de enlace es la cantidad de energía necesaria para fragmentar un núcleo en protones y neutrones libres. Es también la energía que dos partículas liberan cuando se combinan. Imaginemos que tenemos un protón y un neutrón y que ambos tienen la misma masa (una aproximación muy buena). Entonces los acercamos hasta que se unan y formen un núcleo de deuterio. ¿Cuál es su masa? Si el protón tiene masa 1 y el neutrón tiene masa 1, esperaríamos 2, ¿no? Pero no es así: la masa de un núcleo de deuterio es menor que la suma de los dos ¡una parte de la masa ha desaparecido! La solución está en la famosa ecuación de Einstein, E = mc2. Cuando dos partículas se unen, liberan la energía nuclear de enlace EB, pero como energía y masa son equivalentes, esto significa que la masa correspondiente, mB= EB/c2, desaparece.
Consideremos primero el helio-4 y después el hierro-56. En unidades de masa atómica (u = 1.66 x 10-27 kg = 931.5 MeV/c2) las masas de un protón y un neutrón son mP = 1.00728 u y mn = 1.00866 u, respectivamente. La masa de un núcleo de helio-4 es mHe = 4.00150 u, mientras que la suma de las masas de sus componentes es 2mP + 2mn = 4.03188. La diferencia da una masa de 4.03188 u – 4.00150 u = 0.03038 u, que corresponde a una energía de enlace total de aproximadamente 28.3 MeV (la energía de enlace por nucleón es 28.3/(2 + 2) = 7.07 MeV).
Si repetimos los mismos pasos para el hierro-56 (formado por 26 protones y 30 neutrones), la energía de enlace total es mucho mayor: unos 492.2 MeV o 8.79 MeV por nucleón. Esta extrema estabilidad sitúa al hierro-56 en el punto más bajo de la curva de energía de enlace y la fusión hacia elementos más pesados sería un proceso ‘cuesta arriba’ que requeriría un aporte de energía. Por este motivo, aunque los núcleos de helio-4 pueden ser fácilmente fusionados en elementos más pesados, se necesitan procesos más extremos (descritos en este artículo) para obtener elementos más pesados que el hierro-56.
Margaret Burbidge y el grupo B2HF
Los mecanismos responsables de la producción de los elementos más pesados (los procesos tipo s y tipo r) fueron desvelados por vez primera en un largo artículo teórico publicado en 1957: ‘Synthesis of the elements in stars’ (Burbidge et al., 1957). Este artículo revolucionario y aún vigente es conocido como B2HF, que no es un compuesto químico extraño sino las iniciales de los apellidos de los científicos que lo escribieron: Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler y Fred Hoyle.
La astrónoma británica Margaret Burbidge nació en 1919 y todavía está en activo como profesora emérita de física en la Universidad de California, San Diego, USA. Siendo una adolescente, su abuelo le proporcionó libros de divulgación sobre astronomía: “Mi fascinación por las estrellas nació cuando tenía 4 años”, escribe en su amena autobiografía (Burbidge, 1994), “unida a mi otra diversión, los grandes números.” Su vida ha estado repleta de descubrimientos científicos y disputas políticas; no siempre fue fácil para una mujer ser una científica pero ella nunca se rindió. “Si te tropiezas con un obstáculo, encuentra la forma de sortearlo”, sugiere. Los demás miembros del grupo no son menos notables: Fred Hoyle y el marido de Margaret, Geoffrey Burbidge, son más famosos por sus iconoclastas teorías contrarias a la Gran Explosión, y William Fowler compartió en 1983 el Premio Nobel de Física por sus estudios teóricos y experimentales sobre la nucleosíntesis.
References
- Boffin H, Pierce-Price D (2007) Fusión en el Universo: todos somos polvo de estrella. Science in School 4.
- Burbidge EM, Burbidge GR, Fowler WA, Hoyle F (1957) Synthesis of the elements in stars. Reviews of Modern Physics 29: 547-650
- Burbidge EM (1994) Watcher of the skies. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 32: 1-36
Resources
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Para saber cuándo y dónde ha explotado la última supernova, véase el sitio web de las supernovas, donde científicos y aficionados cazan y anotan las nuevas explosiones de supernova: www.supernovae.net
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