¿Hasta dónde puede llegar el proceso de fusión
dentro de una estrella?
(Por
Ricardo Dorda Laforet)
Capítulo 15 de CIENCIA, y además lo entiendo!!!
De forma simplista puede describirse a las
estrellas como bolas de gas incandescente, pero aunque visual, es una
aproximación que omite el elemento fundamental que rige su existencia: el
equilibrio. Las estrellas son el producto de dos fuerzas titánicas enfrentadas
entre si. Por un lado está su campo gravitatorio, causado por su propia masa y
que tiende a comprimirla. Por otro lado, la energía que se genera en su núcleo
mediante fusión nuclear y que produce una presión interna que tiende a
expandirla [1], igual que ocurre en una explosión. Así, toda la vida de la
estrella, con sus diferentes fases evolutivas desde su nacimiento hasta su
muerte, vendrá determinada por la contraposición de ambas fuerzas.
1 Nacimiento
Cuando las grandes nubes interestelares de gas
y polvo colapsan sobre si mismas [2], forman grumos de mayor densidad en su
interior (llamadas protoestrellas). Tales puntos se convierten en focos del
colapso, atrayendo hacia sí toda la materia cercana, lo que aumenta
progresivamente su densidad. En cierto momento, la presión, densidad y
temperatura son tan altas en el centro de esos grumos, debido al peso de toda
la materia que cae hacia allí, que en su centro se inician las reacciones de
fusión nuclear.
La
fusión nuclear consiste en la unión de núcleos atómicos ligeros en otros más
pesados. Sin embargo, para que dos núcleos atómicos (cuya carga eléctrica es
netamente positiva) lleguen a fusionarse, poniéndolo en términos muy
simplificados, hace falta que impacten entre ellos con una energía (velocidad)
tremenda, suficientemente alta como para que venzan su repulsión natural
(debido a que ambas son cargas eléctricas del mismo signo). Pese al coste
energético que requiere el impacto, una vez se fusionan en un único núcleo
alcanzan un estado muchísimo más estable que el que tenían individualmente, por
lo que se libera una enorme cantidad de energía. Una forma de visualizar esto
es pensar, por ejemplo, en dos palos de madera. Si frotamos los palos entre
ellos despacio no conseguiremos nada: no estaremos dándoles suficiente energía
como para que se prendan fuego. Sin embargo, si frotamos con suficiente
velocidad, es decir, les damos suficiente energía inicial, los palos se
calentarán tanto que empezarán a arder y su combustión nos proporcionará mucha
más energía de la que nos costó que prendieran.
El
gas a partir del que nacen las estrellas consiste mayoritariamente en Hidrógeno
(~75% de su masa) y Helio (~25%) con una pequeña fracción de otros elementos
más pesados. Al irse incrementando la presión y la temperatura en el núcleo
estelar debido a la materia que va cayendo hacia él, lo primero que comenzará a
fusionarse son núcleos del elemento más ligero (el Hidrógeno), pues la
repulsión entre ellos es menor que entre núcleos mayores (como el Helio) cuya
carga positiva es mucho mayor y, por tanto, que se fusionen requieren mucha más
energía. Cuando empieza a producirse energía en el núcleo gracias a la fusión,
ésta tiende a expandir la estrella, lo que detiene el colapso de la estrella.
Eso detiene súbitamente el incremento de densidad y temperatura en el núcleo
estelar, pues no sigue comprimiéndose y por eso no llegan a alcanzarse las
temperaturas que requieren los núcleos más pesados para fusionarse.
Dependiendo
de la masa total de la protoestrella, las condiciones de su núcleo serán muy
diferentes. A mayor masa, tendrá una mayor presión interna que le permitirá
mantener un núcleo de mayor tamaño y a mayor temperatura. Uno podría plantearse
que un núcleo mayor implica una mayor cantidad de Hidrógeno en él, por lo que
una estrella de más masa tardaría mucho más en agotar su núcleo que una menos
masiva. Sin embargo, esto es justo al revés.
Existen
dos mecanismos para la fusión del Hidrógeno, la cadena protón-protón y el ciclo
CNO, y ambos se dan en todas las estrellas sin importar su masa. Ahora bien, de
ambos, el que requiere menos energía para activarse es la cadena protón-protón.
Sin embargo, su eficiencia depende poco de la temperatura si lo comparamos con
el ciclo CNO, que es mucho más sensible a la temperatura, de forma que es mucho
más eficiente cuanto mayor sea ésta. Así, ocurre que en las estrellas con una
masa 1.3 veces la del Sol o menor el mecanismo dominante es la cadena
protón-protón. Sin embargo, en las estrellas de más masa la temperatura es
suficientemente alta como para que domine el ciclo CNO, lo que acelera
enormemente el consumo de Hidrógeno y, por tanto, la producción de energía. La
consecuencia de esto es que una estrella más masiva consumirá el Hidrógeno en su núcleo mucho más
rápidamente que una estrella menos masiva. Tanto que, pese a que las reservas
de Hidrógeno en el núcleo son mucho más grandes para la estrella más masiva,
ésta las agotará muchísimo antes que la estrella menos masiva. Así, una
estrella como el Sol tarda unos 10.000 millones de años en quemar el Hidrógeno
de su núcleo, pero una estrella con 30 veces la masa del Sol solo tarda unos
pocos millones de años. Así mismo, las estrellas menos masivas que el Sol
tardan en agotar sus núcleos muchísimo más que éste.
En
consecuencia, las estrellas más masivas emiten mucha más energía por segundo
(son mucho más luminosas) que las menos masivas, lo que hace que sean más
grandes y que su superficie esté mucho más caliente [3].
2 Vida
La etapa de la vida de las estrellas durante
la que fusionan Hidrógeno en sus núcleos se llama fase de Secuencia Principal,
y es la de mayor duración. La fusión de Hidrógeno produce Helio, que se va
acumulando en el núcleo ya que su temperatura no es suficientemente alta como
para que pueda fusionarse. Cuando el Hidrógeno se agota en el núcleo, deja de
producirse la energía que contenía la compresión gravitatoria de la estrella.
Sin la fusión nuclear, nada evita que el interior de la estrella empiece a
colapsar hacia el centro y, al tiempo que esto ocurre en el interior de la
estrella, sus capas externas tienden a expandirse de forma espectacular. La
estrella se convierte así en una gigante (o supergigantes) roja [3]. Ahora
bien, en este punto depende de la masa estelar qué ocurre a continuación.
Si
la masa es relativamente baja [3], de 2.25 veces la del Sol (masas solares) o menor, el núcleo se
comprime hasta que se degenera. Es decir, que su presión interna deja de ser
principalmente de origen térmico para ser de origen cuántico. Esto, planteado
de forma simplista, significa que la materia está tan compacta que los núcleos
atómicos se agolpan entre ellos sin poder invadir el espacio de los demás. Dado
que la materia del núcleo degenerado ya no puede “ocupar menos espacio”,
absorbe la compresión debida al colapso gravitatorio de las capas superiores en
forma de temperatura (con los átomos vibrando cada vez más rápido en un espacio
absolutamente restringido). Debido a lo compacto que están los núcleos atómicos
en ese estado, el núcleo estelar tiene una altísima conductividad, es decir,
que todo el núcleo incrementa su temperatura prácticamente al mismo tiempo pese
a su enorme tamaño.
Las
estrellas de baja masa, el 23% de la del Sol o menos, carecen de la masa
necesaria como para comprimir su núcleo hasta el punto en que su temperatura
permita la fusión del Helio, muriendo como estrellas enanas blancas de Helio.
Sin embargo, las estrellas con masas mayores (pero menores a 2.25 masas
solares) sí alcanzan una temperatura en su núcleo tan alta que el Helio
comienza a fusionarse (a unos 100 o 200 millones de Kelvin). La cuestión es que
como todo el núcleo llega a la temperatura necesaria casi a la vez, todo el
Helio se fusiona simultáneamente en Carbono, lo que libera repentinamente una
enorme cantidad de energía que vuelve a expandir el núcleo, terminando la
degeneración. A este evento se lo conoce como Flash de Helio. Después de eso,
la estrella es capaz de seguir fusionando Helio en una capa alrededor de su
núcleo inerte de Carbono (que se comprime hasta el punto en que se degenera, ya
que no produce energía propia). Además, envolviendo a la capa de fusión de
Helio hay también una capa a suficiente temperatura como para que el Hidrógeno
en ella se fusione en Helio, el cual va cayendo hacia la capa inferior, dónde
se fusiona en Carbono. Cuando la estrella agota el Hidrógeno y el Helio
disponibles en su núcleo, muere como una estrella enana blanca, pues carece de
la presión suficiente como para que el Carbono degenerado de su núcleo pueda
fusionarse en elementos aún más pesados.
Volvemos
ahora a las estrellas con masas superiores a 2.25 masas solares. Estas
estrellas poseen suficiente masa como para que sus núcleos alcancen las
altísimas temperaturas necesarias para la fusión del Helio sin pasar por una
fase de materia degenerada. Además, alrededor del núcleo de Helio hay una capa
de fusión de Hidrógeno, que alimenta con nuevo Helio al núcleo. Entre tanto, en
el centro del núcleo se va acumulando, Carbono y Oxígeno, productos de la
fusión del Helio. Si la estrella tiene menos de 8 masas solares, el núcleo de
Carbono y Oxígeno nunca alcanzará la temperatura que permita su fusión y la
estrella termina muriendo cuando agota su Hidrógeno y su Helio disponibles,
dejando tras de sí una enana blanca.
Por
el contrario, en las estrellas con una masa superior a 8 veces la solar, el
núcleo alcanza temperaturas que permiten que Carbono y Oxígeno comiencen a
fusionarse. Así, se forma una capa de fusión de estos elementos alrededor del
centro del núcleo, dónde se acumula el producto de su fusión: Neón y Magnesio.
Como en estas estrellas las temperaturas del núcleo son suficientemente altas,
estos elementos también empezarán a fusionarse en una capa alrededor del
producto de su fusión, y así sucesivamente, de forma que el interior de la
estrella se estructura en una serie de capas de fusión, como las capas de una
cebolla. El producto de la fusión de cada capa va cayendo a la siguiente capa
más interior, dónde se fusiona a su vez en elementos más pesados que continúan
su camino, capa a capa, hasta el centro de la estrella.
3 Muerte
Como hemos visto, la muerte para las estrellas
de 8 masas solares o menos ocurre cuando en su núcleo se agotan los elementos
que puede fusionar, quedando solo aquellos demasiado pesados en un estado
degenerado. Esto da lugar a una estrella enana blanca, que no es otra cosa que
el antiguo núcleo de la estrella, ahora inerte pero tremendamente caliente
(miles de veces más que la superficie una estrella viva). Mientras, los restos
de las capas más superficiales de la estrella son eyectados, dispersándose
hacia el medio interestelar y formando en el proceso lo que se conoce como
Nebulosa Planetaria.
Por
otro lado, las estrellas con más de 8 masas solares tienen núcleos capaces de
fusionar elementos cada vez más pesados... hasta que empieza a producirse
Hierro-56. Este elemento es el más estable de la tabla periódica. Es decir, que
fusionarlo requiere mucha más energía de la que libera. Así, el Hierro-56 se va
acumulando rápidamente en el centro de la estrella, completamente inerte. Al
principio, su degeneración evita su colapso, pero la estrella continúa
acumulando Hierro hasta que su masa es demasiado grande como para que la
degeneración atómica pueda sostener su peso (es decir, se alcanza la masa de
Chandrasekhar, que es igual a 1.4 masas solares). En ese punto, ningún
mecanismo puede evitar el colapso del Hierro, que colapsa a velocidades
relativistas, lo que provoca que se libere una cantidad enorme de radiación
gamma que destruye los núcleos de Hierro, dejando tras de sí una estrella de
neutrones o un agujero negro (según cuán masiva fuera la estrella) y provocando
una repentina onda expansiva hacia fuera. Ésta causa la compresión súbita de
muchas de las capas internas de la estrella tan enorme, que su materia se
fusiona simultánea e instantáneamente. A este proceso se lo conoce como
Supernova tipo II, lo que marca la muerte de la estrella de forma absolutamente
espectacular, ya en una fracción de segundo libera la misma energía que
millones de soles durante toda su existencia. Y es precisamente en esta
tremenda explosión, que tanta energía libera, dónde se generan todo tipo de
elementos más pesados que el Hierro-56 (desde el Cobalto hasta el Plutonio) y
que nunca podrían haber nacido por fusión en el núcleo de ninguna estrella.
Notas:
[1] En aras
de la precisión hay que advertir al lector que esto es cierto solo para las
estrellas “vivas”, es decir, que producen su propia energía. En contraposición
hay tipos de estrellas que pueden describirse como “muertas”, restos de
estrellas convencionales que ya no producen energía por fusión en sus núcleos,
como las enanas blancas y las estrellas de neutrones.
[2] Ver
capítulo 11.
[3] Ver
capítulo 17.
Ricardo Dorda Laforet
Doctor en
Astrofísica
Investigador post-doctoral en la Universidad de Alicante
Natural de Madrid (1984), cursó la Licenciatura en Física de la Universidad Complutense de Madrid, especializándose en Astrofísica, para luego cursar el Máster Interuniversitario ( Universidad Complutense de Madrid – Universidad Autónoma de Madrid) en Astrofísica.
Realizó sus estudios de doctorado en la Universidad de Alicante (Ph. D. 2016), centrándose en el estudio de las estrellas masivas evolucionadas. A día de hoy sigue desarrollando esta línea de investigación en su posdoctorado, en la Universidad de Alicante.
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