La obtención de energía por parte de las estrellas

Como hemos comentado en numerosas entradas, las estrellas obtienen energía mediante procesos de fusión nuclear. Vamos a detallar en esta entrada, los distintos tipos de reacciones que ocurren en distintos tipos de estrella, y los explicaremos de forma simple. Los distintos procesos de fusión nuclear llevados a cabo por las estrellas reciben el nombre de nucleosíntesis estelar, o “formación de núcleos”, ya que las estrellas crean elementos nuevos, cada vez más pesados al fusionar.

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En la parte superior la supergigante azul Rigel, en la constelación de orión. En la parte inferior la nebulosa cabeza de bruja (Witchhead nebula).

La fusión del hidrógeno es la forma más elemental y más eficiente de producir energía. En dicho proceso, se combinan cuatro núcleos de hidrógeno para crear un núcleo de helio. La energía producida en dicha reacción es fácilmente calculable por la equivalencia masa energía formulada por A. Einstein. Dicha energía es de aproximadamente 26,7 MeV (Mega Electron-voltios).

Un pequeño inciso en física nuclear, para entender como ocurre esto. Supongamos este mismo caso real, en el que cuatro núcleos de hidrógeno son fusionados para formar uno de helio. Sabiendo la masa de cada núcleo de hidrógeno (masa de un protón), la masa del núcleo de helio debería ser cuatro veces la del hidrógeno. Esto en la práctica no es así, la masa del núcleo de helio es menor que la de cuatro protones libres. Lo que sucede es que, parte de la masa de los protones es transformada a energía, en forma de enlace nuclear fuerte (la fuerza que mantiene unido el núcleo de helio). Entonces decimos que hay un defecto de masa, y este defecto de masa es la energía que se obtiene al fusionarse los núcleos.

Pero los núcleos de hidrógeno no son los únicos que se pueden fusionar. La fusión libera energía hasta el Fe-56, lo que se llama en astrofísica el pico del hierro. Entendemos pues la fusión como el proceso contrario a la fisión (unión y separación). Los núcleos con más nucleones, esto es protones y neutrones, son más fisibles que los que contienen menos. Por contrapunto los núcleos con menos cantidad de protones y neutrones (más pequeños) son más aptos para la fisión. Llegamos hasta el hierro, donde la fusión del mismo ya no nos da energía. Llegados a este punto una estrella no puede obtener más energía de la fusión.

Para hacernos una idea, la máxima energía que se obtiene de fusionar el hierro es de 8,4MeV. Esta energía es mucho menor que la de casi 27MeV, además que los núcleos de hierro son mucho más masivos, lo que quiere decir que habrá menos para una cantidad fija de masa. Esto es lógico ya que el Fe-56 tiene 56 nucleones y el núcleo de H solamente uno. No es raro pues que en el universo haya relativa abundancia de Fe-56 por encima de otros isótopos, con diferencia.

Volviendo a la fusión del hidrógeno (hydrogen burning, en inglés). La serie de reacciones más común es la llamada reacción protón-protón, o cadena p-p. Esta reacción es la más frecuente en estrellas de la secuencia principal tales como nuestro Sol. El proceso es relativamente elaborado pero el global resulta en la reacción ya mencionada, unir cuatro núcleos de hidrógeno en uno de helio. La misma cadena tiene distintas ramas, siendo las más destacables la I, la II y la III (cada una obteniendo menor energía que la anterior). La rama I es la principal, tomando más relevancia la II y la III cuanto mayor es la temperatura de la estrella.

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La cadena p-p con sus tres ramas, siendo la I la más abundante seguido de la II.

 

Otra forma de obtener energía mediante la fusión es el llamado ciclo CNO. Se refiere a carbono, nitrógeno y oxígeno. Este ciclo es usado para el mismo fin que la cadena p-p, obtener energía fusionando hidrógeno y obteniendo helio. Estos tres elementos (C, N y O) son meros catalizadores, su cantidad es fija y solamente propician la reacción sin ser alterados de ninguna forma.

 

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El ciclo CNO

Ahora que conocemos los principales procesos de fusión del hidrógeno, vamos a pasar al siguiente paso lógico: ¿Qué pasa cuando la estrella ha fusionado todo su hidrógeno? Esto es harto complicado, pero ciertamente cuando el helio empieza a ser abundante y el hidrógeno a agotarse, otro proceso se lleva a cabo. Este proceso se llama triple-alfa, ya que involucra a tres núcleos de helio (partículas alfa) para crear C-12. Esta es la siguiente etapa en la evolución de una estrella de la secuencia principal. Para que ocurra este proceso, es necesaria una gran temperatura. Vamos a entender exactamente qué pasa.

 

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El proceso triple-alfa

 

La estrella ha fusionado prácticamente todo el hidrógeno en helio y ya no puede mantener el ritmo de fusión ya que se está agotando el hidrógeno. Grandes cantidades de helio se acumulan en el núcleo (ya que el helio es más pesado que el hidrógeno). Al no poder la estrella obtener tanta energía, pierde el equilibrio hidrostático y su núcleo se colapsa ligeramente y se contrae. Esta presión aumenta la temperatura del núcleo y permite que se llegue a temperaturas de hasta cien millones de grados, y se lleve a cabo el proceso triple-alfa. En parte es necesaria dicha temperatura ya que uno de los primeros pasos, es ligeramente endotérmico.

La quema del carbono y elementos posteriores son menos frecuentes y liberan, como hemos dicho, una energía mucho menor. Debido a su menor relevancia, no entraremos en detalles en esta entrada. Comentar que dichos núcleos son del neón, del oxígeno y finalmente del silicio. Cada proceso al tener la estrella menos cantidad de los núcleos disponibles, y estos al proporcionar menos energía, duran menos. El caso más curioso es el del silicio, que permite a la estrella sobrevivir tan solo un último día más antes de colapsar y morir. Se puede apreciar en la siguiente ilustración, junto a lo anteriormente explicado:

 

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Saludos y hasta la próxima

Kapteyn

 

Breve resumen del inicio del universo

En la presente entrada, intentaré resumir el que debe ser el mayor acontecimiento de todos, puesto que es el del comienzo de todas las cosas conocidas (y quizá todas las que quedan por conocer). Comentaré, intentando que la explicación resulte amena, describir el Big Bang, que es la teoría que se considera más verosímil con los datos que poseemos hasta la actualidad.

Todo empezó con una singularidad. Tal palabra solo significa que las condiciones en ese punto y momento son, lógicamente, singulares. Podríamos decir que lo que conocemos hoy día del universo, no sería aplicable entonces, y de ahí que sea singular (y no “normal”). Toda la energía del universo estaba concentrada en un punto. Aquí surge la parte más complicada de entender, por lo que le dedicaré unas líneas extra.

Es complicado no imaginar un punto luminoso rodeado de una oscuridad infinita, pero esto no sería exacto. El universo entero era ese punto. Ni las estrellas ni los planetas solo, sino también el propio espacio (que ahora en gran parte es vacío, ya que dicho espacio va aumentando). No había nada, fuera de ese punto, y con nada me refiero a nada, ni espacio ni tiempo. Entonces este punto “explotó”. Pongo la palabra entre comillas, ya que no se expandió más fuera de si mismo (eso sería imposible, ya que eso era todo lo que existía), pero sí que hubo una expansión del espacio, de ahí lo de Big Bang (gran explosión).

Aclarado esto, vamos a proseguir a partir de la singularidad inicial. Cuando experimentó dicha expansión el espacio, la singularidad se enfrió debido a que, hablando coloquialmente, había “más espacio que calentar”. Esto es lo que llamamos la inflación, y hasta donde podemos comprobar, sigue dándose hoy en día y de forma acelerada (la ley de Hubble es una evidencia de dicha expansión). La energía primordial quedó en forma de partículas elementales. Dichas partículas, aún a gran temperatura, estaban en forma de plasma que empezó a combinarse, creando los bariones (por ejemplo, los protones y los neutrones). Fue entonces cuando la materia predominó sobre la antimateria. El motivo por el cual sucedió esto, aún es controvertido.

Ya había pues, protones y neutrones, además de otras partículas elementales (como el electrón). Entonces sucedió lo que recibe el nombre de nucleosíntesis primordial, que analizando ambas palabras llegamos a la conclusión que significa: primera creación de núcleos. Así sucedió, que se crearon los primeros átomos, en su enorme mayoría de Hidrógeno, y una casi despreciable cantidad de otros elementos como el Helio, el Berilio…

Una vez el universo tuvo su hidrógeno, lentamente se fue agrupando por interacción gravitatoria en enormes esferas que al adquirir suficiente masa, se daban las condiciones idóneas de temperatura y presión en sus interiores. Así nacieron las primeras estrellas, o de población III, que empezaron a transformar el Hidrógeno en Helio, y éste en elementos cada vez más pesados. Estas estrellas murieron hace mucho tiempo, esparciendo estos elementos más pesados al espacio, y de ellos surgieron la siguiente generación de estrellas, las de población II. Estas estrellas aún presentan una metalicidad muy baja, eso significa que se crearon a partir de elementos muy ligeros (Hidrógeno y Helio en su mayoría), y de esa nube de la cual se crearon no pueden existir planetas ya que se requiere de elementos más pesados.

Finalmente a partir de las de población II, surgieron las de población I, ahora ya sí con una metalicidad suficiente como para albergar sistemas planetarios. El Sol es una de esas estrellas.

Lo que a galaxias se refiere, se desconoce cuando se formaron las primeras. Se han observado galaxias que ya existían cuando el universo tenía apenas 500 millones de años de edad. El universo actual tiene 13.700 millones de años, aproximadamente.

Esta es, muy resumida, la historia del universo hasta nuestros días. Por supuesto he omitido gran cantidad de detalles, y muchos otros son directamente desconocidos hoy día, pero da una idea de en qué consistió el Big Bang.

Saludos y hasta la próxima

Kapteyn