Fusión en el Universo: todos somos polvo de estrella Understand article
Traducido por Carlos Benavente-Morales y Gabriel Pinto, Universidad Politécnica de Madrid. Henri Boffin y Douglas Pierce-Price de ESO, Garching, Alemania, investigan nuestra ascendencia celestial.
<Imagen cortesía de Mark Tiele
Westra
La próxima vez que observes las estrellas durante un paseo nocturno, deberías dedicar algunos pensamientos a estas resplandecientes esferas que vagan silenciosamente por el vasto universo. Estarás mirando, de alguna manera, a tus ancestros: los humanos, el resto de las criaturas vivas de la Tierra-y la propia Tierra-son hijos de las estrellas. La mayoría de los elementos de los cuales estamos hechos o que nos permiten vivir- carbono, oxígeno, nitrógeno y muchos otros- fueron creados en las estrellas. ¡Incluso el flúor que hace nuestros dientes resistentes!
La materia tal y como la conocemos, está compuesta por tres cuartas partes de hidrógeno y alrededor de una cuarta parte de helio. Los demás elementos se encuentran únicamente en cantidades minúsculas, y los astrónomos tienden a llamar a estas trazas de elementos simplemente “metales”, incluso cuando no son realmente metálicos. El hidrógeno y el helio fueron creados directamente en la estrella, durante los primeros minutos de existencia del universo. Menos de un segundo después del Big Bang, el acontecimiento a través del cual todo se hizo, efímeras partículas energéticas fueron “congeladas”, convirtiéndose en los componentes futuros de los núcleos atómicos : protones y neutrones. La “congelación” era muy relativa, ya que la temperatura en ese instante todavía estaba por encima de varios cientos de miles de millones de grados.
Durante el primer segundo después del Big Bang, la temperatura era tan alta que los protones y los neutrones estaban en equilibrio. Sin embargo, la temperatura cayó pronto por debajo de un valor crítico, y los neutrones comenzaron a descomponerse, produciendo cada uno un protón, un electrón y un antineutrino. Esta descomposición fue posible debido a que los neutrones tienen mayor masa que los protones. El universo se habría encontrado rápidamente desprovisto de neutrones si no hubiera sido por una reacción que los “preservó”, combinando un neutrón y un protón para formar un deuterón, el núcleo del deuterio.
El deuterio también se llama hidrógeno pesado, y es famoso por su importancia en las bombas nucleares que los alemanes intentaron fabricar durante la Segunda Guerra Mundial. Una vez que se forman los deuterones, otros núcleos más pesados pueden formarse. Cuando colisionan dos deuterones, producen un neutrón y un núcleo de helio- en su variante ligera helio-3,que consiste en un neutrón y dos protones. El proceso puede continuar un paso más, formando el más común núcleo de helio-4, constituido por dos neutrones y dos protones. Casi todos los neutrones del universo acaban convirtiéndose en núcleos normales de helio-4, pero unos pocos núcleos de helio se combinan en uno más pesado, dando una pequeña cantidad de litio-7.
Así, tres partes de hidrógeno, una parte de helio-4, un poco de deuterio y helio-3, y una pizca de litio. Unos cuantos minutos después del Big Bang, la gran sopa cósmica estaba preparada, la base de todos los otros ingredientes aún por llegar en el universo: estrellas, planetas y, finalmente, la vida. Asombrosamente, la preparación de esta sopa es tan simple, que incluso el cocinero menos experimentado podría intentarlo. De hecho, la proporción de ingredientes depende de un único parámetro: la densidad inicial de protones y neutrones. Cuando los astrónomos midieron la cantidad de estos elementos en el universo, encontraron valores que se correspondían bastante bien con los predichos teóricamente. Este acierto supuso un varapalo para los contrarios a la teoría del Big Bang.
Pero ¿qué ocurre con los elementos más pesados? Si no fueron creados durante los primeros instantes del universo, ¿de dónde provienen y cuándo fueron creados? La repuesta se encuentra en las estrellas.
En el interior de las estrellas, la temperatura y la densidad son lo suficientemente altas para superar las fuerzas que causan la repulsión entre los núcleos atómicos, permitiéndoles fusionarse. En el número 3 de Science in School, vimos que la energía del Sol proviene de la fusión de núcleos de hidrógeno para formar helio, que tiene lugar en su interior (Westra, 2006). Lo mismo ocurre en todas las estrellas que se encuentran el la “secuencia principal”, la etapa en la cual queman hidrógeno.
El mecanismo mediante el cual las estrellas producen helio a partir de hidrógeno depende de la masa de la estrella: aquéllas con igual o menor masa que el Sol, convierten hidrógeno en helio, en su mayor parte, a través de la “cadena protón-protón” (ver imagen). En las estrellas con masa mayor, el mecanismo principal es el “ciclo CNO”, en el que los átomos de carbono, nitrógeno y oxígeno, actúan como catalizadores en la fusión del hidrógeno en helio (ver imagen).
El ciclo CNO plantea una aparente paradoja: si el carbono, el nitrógeno y el oxígeno son producidos en las estrellas, ¿cómo pueden ser usados como catalizadores para fusionar hidrógeno en helio? La solución radica en el hecho de que las estrellas se forman a partir de los restos de generaciones previas de estrellas. Las primeras estrellas sólo contenían, de hecho, hidrógeno y helio, que transformaban en elementos más pesados. Estos elementos más pesados eran liberados al medio interestelar cuando las estrellas explotaban como supernovas. El medio interestelar se enriquecía progresivamente en carbono, nitrógeno y oxígeno, y la siguiente generación de estrellas se formaban con una pequeña cantidad de estos elementos, suficiente para actuar como catalizadores.
consistente en una nube de
gas caliente expulsado por la
estrella central (visible en la
imagen) en una de sus
últimas etapas evolutivas
Imagen cortesía de ESO
Para aquellas estrellas que son sólo algo más grandes que nuestro Sol, éste será el final. Una vez que el núcleo de carbono y oxígeno se haya formado, la estrella expulsa sus capas exteriores en forma de “nebulosa planetaria”, dejando atrás una enana blanca.
Para las estrellas más pesadas, sin embargo, la aventura continúa. La fuerza gravitatoria ejercida por la estrella es todavía intensa, causando la contracción del núcleo, e incrementando la densidad y la temperatura, haciendo posible reacciones nucleares que conducirán a la formación de elementos mas pesados. De esta manera, se producen elementos tales como el neón, el magnesio, el silicio, y después el azufre, el cloro y el calcio. Todos estos elementos tienen un número de nucleones múltiplo de cuatro, ya que provienen de la combinación de núcleos de helio. Como el núcleo de helio es llamado también partícula alfa, estos elementos se conocen como elementos alfa y son mas abundantes que otros elementos más pesados.
Sin embargo, la captura de helio no es el único proceso posible mediante el cual se forman elementos más pesados. Los núcleos pueden también, raras veces, capturar otras partículas tales como neutrones, protones y deuterones. De esta manera, una variedad de elementos, como el flúor o el sodio, pueden ser producidos. Estos elementos, son embargo, están presentes en menores cantidades.
Finalmente, se puede formar níquel-56 en el proceso alfa (por la combinación de núcleos de helio). Este núcleo – con 28 protones y 28 neutrones – es inestable, y se transforma espontáneamente en hierro-56, que tiene 26 protones y 30 neutrones de forma estable. Hasta este punto, todas las reacciones que han tenido lugar en la estrella, han producido energía, lo que la ha permitido a la estrella continuar su vida y su lucha contra la gravedad. Pero con la formación de hierro-56, esto ya no es posible. Siendo el núcleo más estable que existe – posee la mayor energía de enlace nuclear – el hierro-56 sólo puede ser transformado en otros elementos aportando energía, en lugar de liberándola. La estrella no puede usar estas reacciones nucleares para mantenerse. La producción de un núcleo de hierro en una estrella masiva es, por tanto, una profecía de su condena: la estrella ya no puede luchar contra la gravedad. Se colapsa, acabando su vida en una grandiosa y dramática explosión: una supernova. Explotando, la estrella arrojará en el medio interestelar todos los elementos que haya creado – y otros que formará justo antes de morir. Pero esa es otra historia…
La predicción de un genio
El proceso “triple alfa” (ver imagen) es un ejemplo de captura de helio. Es una reacción en dos etapas, en la cual se forma un núcleo de carbono a partir de tres núcleos de helio. Primero, dos partículas alfa (núcleos de helio) colisionan para formar un núcleo de berilio-8. Éste es inestable y se descompone muy rápidamente. Es improbable que un tercer núcleo de helio pueda ser captado antes de que se descomponga el berilio-8. Para crear cantidades considerables de carbono en el universo, sería necesario algún factor adicional que hiciera más probable una combinación exitosa
Pero, sabemos que el carbono es creado – si no fuera así, entonces nosotros los humanos, y toda la vida en la Tierra, no podríamos estar aquí para discutirlo, ¡y tú no estarías leyendo este artículo! Usando este simple pero profundo argumento, el famoso astrónomo británico Fred Hoyle (1915-2001), en un característico golpe propio de un genio, predijo que, de hecho, era necesaria la existencia de algún factor adicional. Los científicos volvieron a los experimentos en el laboratorio y, efectivamente, descubrieron una previamente desconocida “resonancia”, una correspondencia de niveles energéticos entre el berilio-8 y el núcleo de helio-4, y el núcleo de carbono-12 que forman. Esta resonancia aumenta enormemente la probabilidad de una combinación exitosa, tal y como predijo Hoyle. Este es un ejemplo fascinante de una predicción científica construida a partir de un argumento basado en el simple hecho de que los científicos (y la vida misma) existen para pensar sobre ello.
References
- Westra MT (2006) Fusión en el Universo: la energía del Sol. Science in School 3: 60-62.
Web References
- Para más información sobre ESO (la Organización Europea para Investigación Astronómica en el Hemisferio Sur) y sus proyectos educativos, visitar: www.eso.org/public/outreach/eduoff/
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