Formación de elementos en los interiores estelares

Las condiciones que permiten la formación de elementos pesados en los interiores estelares pueden relacionarse con la lucha que mantienen la gravedad y la presión de energía generada en las reacciones nucleares por hacer, respectivamente, que la estrella colapse o se hinche.

Cuando el Universo atravesaba sus primeros instantes de vida, la materia estaba formada esencialmente por un 75% (en peso) de hidrógeno y un 25% de helio (esto significa que habían unos 12 protones por cada núcleo de helio). Esta materia estaba uniformemente distribuida por todo el cosmos, pero no lo suficientemente uniforme para que se formaran algunos cúmulos de materia que terminarían colapsando para formar las galaxias. Dentro de cada cúmulo de gas que terminaría formando las galaxias se producían concentraciones en un segundo nivel que terminarían por colapsar en objetos estelares.

En esas nubes de H y He de mayor densidad ocurrieron dos hechos fundamentales. Primero, el aumento de velocidad de los átomos, debido a que eran atraídos unos hacia otros, produjo un aumento de la temperatura de la materia hasta que llegara un punto donde esa materia empezaría a brillar. Segundo, los átomos estarían cada vez más juntos, aumentando la densidad y por tanto el número de colisiones entre ellos. A medida que esto ocurría, la masa de H y He tomaba forma esférica y formaba lo que se conoce con el nombre de protoestrella.

nebula=nebulosa, protostar=protoestrella, increasing temperatura = incremento de temperatura

La temperatura en el interior de la protoestrella no es uniforme. La región central (conocida como núcleo) es la más caliente y la temperatura decrece a medida que nos acercamos a la superficie de la protoestrella. En un determinado momento, la temperatura del centro de la estrella fue suficientemente elevada para que se formara un estado de la materia conocida como plasma. En un plasma, los electrones están separados de los núcleos atómicos, por lo que en lugar de átomos individuales, se tiene más bien un "mar" de núcleos y electrones. Esto permite a los núcleos de los átomos interactuar entre sí, lo cual no ocurriría si estos estuvieran rodeados de la nube de electrones que caracteriza a los átomos de la materia en sus estados más habituales a nuestro alrededor.

La temperatura y la densidad continúan creciendo hasta que se alcanza el punto de ignición. Hasta ese momento, las colisiones entre núcleos eran del tipo de la de las bolas de billar: cada núcleo de carga positiva sólo se podía acercar hasta el punto donde la repulsión electrostática era suficientemente alta para empujarlo de nuevo en otra dirección. Pero una vez alcanzado el punto de ignición, algunas colisiones ocurrían de una manera particular: si las velocidades y la geometría eran las apropiadas, los núcleos se acercaban lo suficiente para que la interacción nuclear fuerte los mantuviera unidos, formándose un nuevo núcleo más pesado. Este proceso es conocido como FUSIÓN y produce cantidades enormes de energía que son en última instancia la causa de que las estrellas puedan brillar. Las condiciones para que se produzca el punto de ignición varían según el tipo de núcleos. Cuanto más ligero es el núcleo (y por tanto menor su carga nuclear), menores son la temperatura y la densidad necesarias para acercar los núcleos lo suficiente entre sí para que la interacción fuerte consiga mantenerlos unidos. Por tanto, en la mezcla inicial de H y He, fue el H el primero en alcanzar el punto de ignición. El proceso global de fusión del hidrógeno utiliza cuatro núcleos de hidrógeno para generar un núcleo de He, dos positrones, dos neutrinos y desprender energía. Esta energía toma la forma de radiación gamma y energía cinética de las partículas producidas que calientan tremendamente el núcleo de la protoestrella

Hay diversas maneras posibles de que se lleve a cabo la fusión del hidrógeno, pero se piensa que el mecanismo principal es la cadena protón-protón (cadena p-p) o el ciclo Carbono-Nitrógeno-Oxígeno (ciclo CNO). El mecanismo utilizado dependerá de las condiciones particulares del núcleo de la estrella. La cadena p-p ocurre bajo condiciones de presión y temperatura menos extremas que en el caso del ciclo CON.

Con independencia del proceso implicado, una vez ha empezado la fusión del hidrógeno en el núcleo de la estrella, lo que básicamente ocurre es que el hidrógeno es convertido en helio y se genera gran cantidad de energía. Durante la mayor parte de la vida de la estrella, ésta es la reacción de fusión primaria que genera energía en una estrella. El flujo saliente de energía produce una presión que aguanta la tendencia al colapso debida a la gravedad, estabilizando el tamaño de la estrella.

A medida que pasa el tiempo, sin embargo, este proceso de fusión produce la acumulación de helio en el núcleo. El número, cada vez más elevado, de núcleos de helio presentes interfiere en las colisiones de núcleos de hidrógeno que produce una reducción de la cantidad de fusiones (proceso a veces denominado "envenenamiento de helio"). Esto reduce la presión térmica, y la estrella empieza a contraerse.

Envenenamiento por helio: early=antes, later=después

Los núcleos de helio, más masivos, se acumulan en el centro por gravedad. A medida que estos se mueven hacia el centro de la estrella, la temperatura y la densidad se eleva en esa zona. El proceso de fusión continúa ahora en una capa que rodea el núcleo ("shell"), donde la concentración de helio es menor. El proceso de fusión de hidrógeno es estimulado por este nuevo aumento de temperatura, mientras el núcleo de helio se sigue contrayendo bajo el efecto de la gravedad. Si la temperatura llega a alcanzar los 100,000,000 K (lo cual depende de la masa inicial de la protoestrella), la fusión del helio puede comenzar. La fusión del helio genera un núcleo de carbono a través de una serie de reacciones denominadas proceso triple alpha. La producción de energía debida a este nuevo tipo de reacciones, añadida al incremento de fusiones de hidrógeno producido en la "shell" repercute en un aumento de la presión que supera a la presión gravitatoria, y por tanto la estrella se expande. El área superficial de la estrella crece tan rápidamente, que aún el aumento en la producción de energía no es suficiente para calentar toda la estrella que se enfría progresivamente. La estrella entonces empieza a brillar con un color que se torna rojizo, y por eso se llama gigante roja (que puede alcanzar dimensiones del orden de distancia Tierra-Sol)

Main sequence star = estrella de la secuencia principal, red giant = gigante roja

En este momento la estrella tiene un núcleo central de helio que se está fusionando en carbono, rodeado por una capa de hidrógeno que se está fusionando en helio. A medida que el carbono se produce, se repite el mismo esquema anterior. Para una estrella promedio de tipo solar, esto es lo más lejos que se va en la producción de núcleos pesados. No existe suficiente masa para que la fuerza de gravedad colapse el núcleo de carbono lo suficiente para que la temperatura y densidad alcanzadas desencadenen la fusión del carbono

Sin embargo, si la estrella es suficientemente masiva, eventualmente se puede alcanzar el punto de ignición del carbono, que se fusionaría para producir núcleos de Neón, y sucesivamente se producirá la cadena Ne® O® Si® Ni, éste último desintegrándose radiactivamente en hierro. Hasta dónde llegará el este proceso en la cadena de sucesivas fusiones dependerá de lo masiva que sea la estrella. Aquellas que alcanzan este estadio final se denominan supergigantes rojas.

A medida que continúa el proceso de fusión, la concentración de Fe crece en el núcleo (core) de la estrella que se contrae elevándose de nuevo la temperatura. Pero cuando el punto de ignición del hierro es alcanzado, se produce un hecho diferente a los anteriores. El núcleo de hierro es el núcleo más estable de todos los núcleos atómicos. Debido a ello, cuando los núcleos de hierro intervienen en reacciones nucleares, no se genera energía sino que de hecho se absorbe energía. Por tanto, no sólo no se puede compensar el progresivo aumento del tirón gravitatorio, sino que la presión interna disminuye contribuyendo a que el colapso gravitatorio sea imparable. Durante el colapso, los núcleos de Fe que se encuentran en la parte central son destrozados en partículas alpha (⁴He), protones y neutrones que son comprimidos aún más.

Llega un momento en que las capas cercanas al núcleo en compresión llegan al límite de compresión y rebotan expandiéndose rápidamente (fenómeno observado como Nova o Supernova). Esta situación es análoga a la de un martillo que golpeara una pelota de goma situada en el suelo. Al principio la superficie de goma cede debido a la fuerza del martillo y este continúa su movimiento inicial descendiente que se torna en rebote cuando la compresión de la superficie de la pelota alcanza el límite. Pero mientras las capas cercanas al núcleo empiezan su movimiento de expansión, las capas más externas siguen contrayéndose, lo que crea un estado de colisión en unas condiciones tremendas. En estas condiciones de colisión ocurren dos hechos que llevan la formación de elementos aún más pesados. Primeramente, la temperatura alcanza niveles que no pueden ser alcanzados incluso en las estrellas más masivas. Segundo, debido a la descomposición de los núcleos de hierro en el núcleo central, existe una alta concentración de neutrones que son expulsados de éste durante la fase de supernova (flujo de neutrones). Los núcleos que estos neutrones encuentran a su paso proceden a su captura y entonces decaen en un protón por emisión de un electrón y un antineutrino. Cada captura producirá un aumente de una unidad en el número atómico de los núcleos.

Debido al gran flujo de neutrones que se produce en una supernova, el proceso de captura/desintegración puede repetirse muchas veces, añadiendo protones para formar núcleos más masivos. Esas condiciones no duran mucho, pero lo suficiente para formar los núcleos más pesados.

Todos estos elementos pesados son dispersados por el espacio y posteriormente incorporados en la materia inicial de nueva nebulosas que formarán nuevas estrellas, repitiéndose el proceso. Cada nuevo ciclo utiliza más H y He procedente de la nucleosíntesis primigenia y crea mayores cantidades de elementos más pesados.

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