La Nucleosíntesis.

La fusión nuclear es la fuente de energía de todas las estrellas.  Durante la fusión el hidrógeno se une con otro más y se forman nuevos elementos químicos, principalmente helio.  El proceso se conoce como nucleosíntesis, ya que se lleva a cabo en el núcleo de las estrellas, produce varios elementos como resultado y es responsable de todos los elementos químicos en el universo.  Se consideran que hay varios tipos de nucleosíntesis:  primordial, estelar y explosiva.

Nucleosínteis primordial.  En el principio era el barión, y el barión estaba con Dios; y el barión colisionó para formar protones y neutrones, y los protones y neutrones colisionaron para crear hidrógeno y deuterio.  La teoría más aceptada actualmente del origen del universo es la del Big Bang (gran explosión).  Antes del Big Bang todo el contenido del universo estaba mezclado en un punto pequeñísimo de infinita densidad llamado singularidad, como la que está en el centro de los agujeros negros, en la singularidad no existía el tiempo.  Por una serie de eventos desconocidos y no entendidos la singularidad “explotó”, se expandió, dando origen al universo, proceso conocido como Big Bang.  Durante éste proceso se formaron los primeros elementos químicos.  La nucleosíntesis primordial duró muy poco tiempo, empezó un minuto después del Big Bang, cuando el naciente universo se enfrío lo suficiente para permitir la formación de protones y neutrones estables.  Se calcula que al principio la temperatura del universo era de unos 100,000’000,000 K, demasiado caliente, por lo que la materia no era estable y se deshacía.  Un minuto después del Big Bang la temperatura bajó hasta 3,000’000,000 K, lo que significó que hubiera suficiente energía para provocar la fusión nuclear y vencer las repulsiones de cargas; en ése momento la energía se convertía en materia y viceversa a cada momento según la ecuación E = mc² y de forma espontánea, hoy en día no sucede porque el universo es muy frío para eso.  Al principio se formaban igual número de protones y nuetrones, pero debido a una nueva expansión del universo comenzaron a formarse más protones y se formó la materia.  Los protones se aparearon con los electrones provenientes de una serie de reacciones y se formaron los primeros átomos de hidrógeno, algunos protones se combinaron con neutrones para formar deuterio, que es un isótopo (el concepto de isótopo fue estudiado y desarrollado por Frederick Soddy, un investigador en química de la Universidad McGill en Canadá, acción que le valió el Premio Nóbel de Química) del hidrógeno con un protón y un neutrón.  Después los átomos de deuterio comenzaron a reaccionar con los protones y neutrones para formar helio-3 de dos modos:  en un modo el deuterio se combinaba con un neutrón y luego con un protón, en el otro modo el deuterio se combinaba con un protón y luego con un neutrón.  El helio-3 reaccionaba con otro neutrón para formar helio-4, que es el isótopo más común del helio.  En un principio se calcula que había un 87% de protones y un 37% de neutrones, por ésa razón la nucleosíntesis primordial produjo un 75% de hidrógeno y un 24% de helio; el resto fue litio (número atómico, Z = 3) y berilio (Z = 4), éstos últimos dos elementos eran trazas.  El berilio es el elemento más pesado producido por la nucleosíntesis primordial, la razón es que el proceso sólo duró 3 minutos, debido a la expansión del universo, que aumentó el volumen y provocó una caída en la densidad, presión y temperatura del universo, por lo que la fusión dejó de ser posible en ése momento.  El universo primigenio contenía hidrógeno, helio, litio y berilio, las primeras estrellas tenían un alto contenido de hidrógeno, bajo contenido de helio y trazas de litio y berilio.  El vacío intergaláctico es rico en hidrógeno, y pobre en helio y sobre todo en litio y berilio, casi no contiene elementos más pesados, por lo que se cree que es semejante al universo posterior al Big Bang, en parte porque son lugares en los que no se formaron estrellas.

Nucleosínteis estelar.  Éste proceso es el responsable de la formación de todos los elementos disponibles naturalmente en el universo, el elemento más pesado producido por la nucleosíntesis estelar es el fierro (Z = 26); la nucleosíntesis estelar fue dilucidada por el físico alemán Hans Bethe, por lo que recibió el Premio Nóbel de Física.  Tras el Big Bang la materia no quedó uniformemente distribuida en el universo, en algunos puntos se concentraba la materia más que en otros.  Por la interacción gravitatoria la materia empezó a acercarse y a formar nubes moleculares, como las que se ven en algunas constelaciones.  Las nubes moleculares comenzaron a girar por sí mismas (ésta es la razón de la rotación en las estrellas) y a acercarse cada vez más hasta alcanzar grandes temperaturas, en cierto momento la temperatura convirtió la materia en plasma, a medida que aumentaba la cercanía aumentaba la presión y la temperatura hasta que se dio “el chispazo nuclear”, es decir, comenzaron las reacciones de fusión, posibles gracias a las temperaturas de millones de grados Kelvin, lo que vencía las fuerzas de repulsión.  De ésta manera se formaron las primeras estrellas, las estrellas de primera generación, constituidas casi enteramente por hidrógeno.  Si es que se formaron planetas, fueron gigantes gaseosos como Júpiter, casi enteramente de hidrógeno, pero a diferencia de todos los planetas del sistema solar, no contenían ningún elemento más pesado que el berilio. 

Las estrellas de primera generación fueron estrellas grandes, de temperatura alta y de color azul, ésta combinación hizo que vivieran relativamente poco tiempo, nacieron y murieron rápido, éstas estrellas produjeron nuevos elementos químicos que a su vez formaron parte de nuevas estrellas y fueron usados en la formación de planetas rocosos, como la tierra.  Las estrellas de primera generación son llamadas “estrellas de población III”, son hipotéticas, virtualmente no contenían metales (los astrónomos llaman metales a los elementos a los elementos diferentes al hidrógeno y al helio), se cree que éstas estrellas estaban presentes en las galaxias azul pálido, que muestran estrellas azules jóvenes y se observan pálidas debido a las grandes distancias respecto a la tierra.  Se cree que las estrellas de primera generación tenían una masa total de cientos de veces la masa del sol, cantidad mayor a la de las estrellas actuales.  Algunas teorías actuales sugieren que los primeros grupos de estrellas consistían de una estrella masiva rodeadas de varias estrellas más pequeñas.

Las estrellas de la siguiente generación son llamadas “estrellas de población II”.  Éstas estrellas contenían metales generados por las estrellas de primera generación.  Se han observado astros de esta generación con una edad de 13,200 millones de años, el universo entero se cree que tiene una edad de 13,700 millones de años.  Éstos cuerpos sidéreos tenían un bajo contenido de metales.  Las estrellas cerca del bulbo de nuestra galaxia son de la población II, las estrellas en el halo de nuestra galaxia son aún más antiguas y contienen menos metales.  Cuando éstas estrellas murieron dejaron escapar parte de su material y algunas formaron supernovas, enriqueciendo así el espacio con nuevos elementos disponibles para nuevas estrellas y para formar planetas con elementos más pesados que el berilio, como nuestro planeta Tierra.

Las estrellas más jóvenes pertenecen a la población I, son consideradas ricas en metales, y su metalicidad es muy alta.  Nuestro sol es un ejemplo de una estrella rica en metales.  Éste tipo de estrellas son comunes en los brazos de la Vía Láctea; las estrella más jóvenes, las de Población I extrema, se encuentra más lejos, y las de tipo intermedio más lejos aún, el sol es una estrella de tipo intermedio.  Las estrellas de población I tienen una órbita elíptica respecto al centro de la galaxia, con una baja velocidad relativa.  La alta metalicidad de las estrellas tipo población I hace que sea más probable encontrar sistemas planetarios que en las otras dos poblaciones, es más factible encontrar en éste grupo planetas terrestres; se cree que los planetas se forman por acreción de metales.

En las estrellas de secuencia principal, como nuestro sol, se realiza la nucleosíntesis, dentro del núcleo de las estrellas.  El Sol es la estrella más estudiada, se ha puesto particular atención a la cadena protón-protón y al ciclo CNO.  Durante la nucleosíntesis, los átomos de hidrógeno se funden para formar elementos más pesados. 

En nuestro sol se realiza la cadena protón-protón.  Un primer paso es la conversión del protón en neutrón, positrón y neutrino.  El primer paso es la fusión de dos protones para formar deuterio y también un neutrino y un positrón.  El segundo paso es la fusión de dos átomos de deuterio para formar un helio-3 y rayos gamma.  El tercer paso es la fusión de dos átomos de helio-3 parar formar helio-4 y dos átomos de hidrógeno.

Primer paso (dos veces).

Segundo paso (dos veces).

A temperaturas muy altas se forman también litio y varios isótopos de berilio, aunque en cantidades pequeñas.  Parte de la masa de la estrella se pierde en el proceso, la masa perdida es convertida en energía.

En las estrellas de masa igual a 1.3 la del sol y con temperaturas de 15 millones de grados Kelvin, se realiza el ciclo CNO.  El carbono-12 reacciona con el hidrógeno y produce nitrógeno-13, luego el nitrógeno 13 decae a carbono-13, el cual reacciona con hidrógeno y produce nitrógeno-14, el cual se fusiona con hidrógeno y se produce oxígeno-15, el cual decae a nitrógeno-15 que a su vez se fusiona con hidrógeno y produce carbono-12 y dos átomos de helio-4.  En el centro del sol se lleva a cabo también una pequeña reacción del ciclo CON II, en el cual el nitrógeno-15 reacciona con hidrógeno para formar oxígeno-16, el cual reacciona con hidrógeno para formar flúor-17, que decae en oxígeno-17, el cual se fusiona con hidrógeno para formar nitrógeno-14 y dos átomos de helio-4, el nitrógeno-14 reacciona con hidrógeno para formar oxígeno-15 que decae en nitrógeno-15.  En estrellas más masivas se lleva a cabo el ciclo CNO III y en estrellas aún más masivas se realiza el ciclo CNO IV, similares al ciclo CNO II.  El subproducto es una gran producción de energía.  Las formas del ciclo CNO fueron elucidadas por los físicos alemanes Hans Bethe y Carl von Weiszäcker, hermano del expresidente de Alemania Richard von Weiszäcker.

El ciclo CNO.

Otros procesos que se llevan a cabo en las estrellas son la fusión de helio; la fusión de elementos más pesados como carbono, neón, oxígeno y silicio; éstos procesos son complicados y se tratarán en otro post.  Las estrellas más masivas producen los elementos intermedios entre silicio y fierro, mediante la combustión del silicio.

Nucleosíntesis de supernovas.  Las estrellas funden principalmente hidrógeno y helio para formar varios elementos, el más pesado que se produce en la nucleosíntesis estelar es el hierro, los elementos más pesados se producen en las explosiones de las supernovas, es decir, el oro de nuestras joyas, el cobre de las tuberías y el estaño de las soldaduras es producido en la nucleosíntesis de las supernovas, junto con todos los demás elementos más pesados que el fierro existentes en la naturaleza, los elementos más pesados producidos en éste tipo de nucleosíntesis son el uranio y el plutonio, algunos otros elementos son producidos por decaimiento radioactivos de ciertos elementos.

La nucleosíntesis de supernovas ocurre en estrellas muy masivas que pueden formar una supernova, y es debida a la nucleosíntesis explosiva durante la fusión de oxígeno y la combustión de silicio, reacciones que crean silicio, azufre, cloro, argón, potasio, calcio, escandio, titanio, vanadio, cromo, manganeso, hierro, cobalto y níquel.  Los elementos más pesados que el níquel se crean en el Proceso-R, que es un proceso de captura de neutrones, otros procesos también intervienen, el Proceso rp (captura de protones) y el Proceso p.

Durante la nucleosíntesis de supernovas se alcanzan temperaturas mayores a las de la fusión de una estrella de la secuencia principal, debido a las altas cantidades de energía liberadas en la explosión de las supernovas.  En la nucleosíntesis de supernovas se forman semillas de átomos de hierro, los cuales reaccionan con otros elementos para formar nuevos elementos, el elemento más pesado formado es el californio, aunque en la tierra no se encuentra porque decae, en su lugar en la tierra el elemento más pesado es el uranio.  Cuando las estrellas producen níquel-56 durante la fusión nuclear sucede que el isótopo decae a hierro-56, el cual tienen una de las más altas energías de enlace nuclear de todos los isótopos, y es el último elemento que puede ser sintetizado por fusión nuclear exotérmicamente; todas las demás reacciones de fusión nuclear son endotérmicas y la estrella pierde energía.  La gravedad de la estrella jala sus capas exteriores hacia adentro rápidamente, la estrella colapsa muy rápido y explota.

El Proceso-R crea isótopos pesados muy ricos en neutrones, que se descomponen después del evento a la primera isobara estable, creando de éste modo los isótopos estables ricos en neutrones de todos los elementos pesados.  Éste proceso de captura de neutrones ocurre a altas densidades de neutrones con condiciones de grandes temperaturas.  Durante el proceso-R los núcleos pesados son bombardeados con un gran flujo de neutrones para formar núcleos ricos en neutrones altamente inestables que rápidamente experimentan la desintegración beta para formar núcleos más estables con un número atómico mayor y la misma masa atómica. el flujo de neutrones es increíblemente alto, unos 1022 neutrones por centímetro cuadrado por segundo. Las pequeñas afluencias producen el primer pico de abundancias del Proceso-R cerca del peso atómico A= 130 pero no actínidos, mientras que las grandes afluencias producen los actínidos Uranio y Torio, pero no contiene el pico de abundancia de A = 130; éstos procesos ocurren en una fracción entre un segundo y unos cuantos segundos, dependiendo de detalles. De modo interesante, la única supernova moderna cercana, la 1987A, no ha revelado enriquecimientos del Proceso-R. La idea moderna es que el Proceso-R puede ser lanzado desde algunas supernovas, pero se agota en otros como parte de los neutrones residuales de la estrella o de un agujero negro.

También existe otro tipo de nucleosíntesis, la espalación de rayos cósmicos, la cual produce elementos por el impacto de rayos de alta energía.  Éste proceso puede explicar algo que leí en otro lado hace mucho tiempo, que decía que el hidrógeno se produce en el espacio fuera de las estrellas a un ritmo de 4 átomos de hidrógeno por año.

Supernova de Kepler.

La nucleosíntesis es el proceso que produce todos los elementos presentes en la naturaleza.  El universo es un sistema cerrado en el que no hay materia que provenga del exterior para hacerlo crecer, sino que la misma materia se va utilizando y reciclando siempre.  Tras el Big Bang el universo era en su mayoría hidrógeno con un poco de helio y trazas de litio y berilio, éstos elementos se fusionaron en las estrellas para producir elementos totalmente nuevos, entre ellos los metales, los cuales fueron usados para producir nuevas generaciones de estrellas con elementos totalmente nuevos que no existían.  Cada vez que nace una estrella fusiona hidrógeno para producir elementos nuevos, y cada vez que muere una estrella libera los elementos producidos que a su vez producirán una nueva generación de estrellas con más metales, así cada generación de estrellas es diferente a la anterior, la diferencia principal es que contiene más metales que la generación anterior.  Todos los elementos en nuestro universo son producidos en las estrellas y se reciclan, cuando nuestro sol muera liberará elementos nuevos que formarán otras estrellas y otros planetas, esos planetas generarán vida nueva; las estrellas que formen supernovas enriquecerán más el universo.  El silicio de nuestro planeta,  el carbono de las plantas y de nuestros cuerpos, el oxígeno que respiramos, el hidrógeno y el oxígeno del agua que tomamos, el sodio y el cloro de la sal que comemos y muchos más, todos son productos de la nucleosíntesis, lo que nos recuerda que en nuestro universo todo tiene un principio y un final, y que la muerte es parte del ciclo natural de la vida y genera el nacimiento de más vida, o en éste caso, de más estrellas.