Nucleosíntesis estelar

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La nucleosíntesis estelar es el conjunto de reacciones nucleares que tienen lugar en las estrellas durante el proceso de evolución estelar anterior a la explosión de supernova por colapso gravitatorio. Para información sobre otros procesos de síntesis de elementos ver nucleosíntesis.

Estos procesos empezaron a entenderse a principios del siglo XX cuando quedó claro que solo las reacciones nucleares podían explicar la gran longevidad de la fuente de calor y luz del Sol. Aproximadamente el 90% de la energía producida por las estrellas vendrá de las reacciones de fusión del hidrógeno para convertirlo en helio. Más del 6% de la energía generada vendrá de la fusión del helio en carbono. Mientras que el resto de fases de combustión apenas si contribuirán de forma apreciable a la energía emitida por la estrella a lo largo de toda su vida.

Historia[editar]

En 1920, Arthur Eddington, basándose en las precisas mediciones de los átomos realizadas por F.W Aston, fue el primero en sugerir que las estrellas obtenían su energía a partir de la fusión nuclear del hidrógeno en helio. En 1928, George Gamow dedujo el llamado factor de Gamow, una fórmula mecánico-cuántica que da la probabilidad de encontrar a una temperatura determinada dos núcleos suficientemente próximos como para que puedan saltarse la barrera coulombiana. El factor de Gamow fue usado en esa década por el astrónomo inglés Atkinson y el físico austríaco Houtermans y más tarde por el propio Gamow y por Teller para calcular el ritmo con el que las reacciones nucleares se producían a las altas temperaturas existentes en los interiores estelares.

En 1939, en un artículo titulado "Energy Production in Stars", el estadounidense Hans Bethe analizó las diferentes posibilidades para que se diera la fusión del hidrógeno a helio. Seleccionó dos procesos que creyó debían ser la principal fuente de energía de las estrellas. El primero de ellos fueron las cadenas protón-protón, que son las reacciones dominantes en estrellas pequeñas con masas no mucho más grandes que la del Sol. El segundo proceso fue el ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno, el cual fue también hallado independiente y simultáneamente por el alemán Carl Friedrich von Weizsäcker en 1938, este grupo de reacciones es más importante en las estrellas masivas y es igualmente equivalente a la fusión de cuatro protones para formar un núcleo de helio-4.

Más tarde, fueron añadidos importantes detalles a la teoría de Bethe. Por ejemplo, supuso un importante avance la publicación de un relevante artículo en 1957 por Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, Fowler y Hoyle. Este trabajo posterior recogió y refinó las investigaciones anteriores en un marco coherente que dio explicación a las diferentes abundancias de los elementos.

Reacciones importantes[editar]

Las reacciones más importantes en la nucleosíntesis estelar son:

Quema de metales[editar]

El pico del hierro marca el final de la vida de las estrellas. Como se ve en el diagrama el rendimiento a cada nueva etapa de fusión disminuye rápidamente. Llegados al hierro ese rendimiento es negativo y las reacciones de fusión se detienen.

Si al agotarse el helio en el núcleo de la estrella, la masa de la estrella es lo suficientemente grande, el núcleo será capaz de comprimirse y calentarse lo suficiente como para emprender la fase siguiente de fusión del carbono. Habrá pues dos nuevas capas de fusión, una de helio y otra de hidrógeno encima de esta. Tal y como ocurría en la transformación a supergigante roja, ahora la presión ejercida por esas nuevas capas hará que la cubierta externa de la estrella se expanda otra vez. Las masas mínimas para estos procesos no están bien determinadas ya que se desconocen bastante los ritmos de reacción, las secciones eficaces y los ritmos de expulsión de masa por viento solar de las estrellas más masivas. El inicio de las reacciones del carbono se sitúan indicativamente en un mínimo de 8 masas solares pero podría producirse a menores masas. Se puede asegurar que con esa masa se llega a quemar el carbono pero el mínimo real quizá estuviese entre 4 y 8. Por lo que respecta a los demás ciclos aquí los datos son todavía más inciertos aunque se puede afirmar que una estrella de más de 12 veces la masa del Sol debería pasar por todas las fases de combustión posible hasta llegar al hierro. A medida que se suman fases de combustión se añaden más capas de fusión formando una especie de núcleo con estructura de cebolla. Deberían producirse cambios a cada fase pero la del carbono es la última que dura un tiempo significativo por lo que las demás etapas de combustión no cambian excesivamente la constitución de la estrella porque ocurren tan rápido que no da tiempo a la estrella a adaptarse a cada nueva situación. Así, la etapa de supergigante roja es, realmente, la última transformación significativa, tras ella, y en ulteriores fases de combustión, la estrella se volverá cada vez más inestable convirtiéndose, muy probablemente, en una variable antes de su destino final como objeto compacto.

Combustión del carbono ( > 8 MSol )[editar]

Carbonburn.png

Terminada la fusión del helio el núcleo vuelve a comprimirse y a elevar su temperatura. De los tres elementos que mayoritariamente componen el núcleo en este estadio, carbono y oxígeno en un 90% más un poco de neón, es el carbono el que tiene la temperatura de fusión más baja, unos 600 millones de grados (6·108 K). Llegados a esta temperatura y a una densidad de unos 2×108 kg/m3, (unos 200 mil kg/cm3) los átomos de carbono empiezan a reaccionar entre sí dando lugar diversos elementos más pesados a través de una serie de canales de salida distintos. La duración de esta etapa será del orden de unos cientos de años pudiendo llegar a los 1.000 años. Las reacciones más probables son las que salen recuadradas en el diagrama. La del sodio-23 tiene un 56% de ocurrencia y la del neón-20 un 44%. Los protones y las partículas alfa emitidas en sendas reacciones serán rápidamente recapturados por el carbono, el oxígeno, el neón y el propio sodio. Estas reabsorciones apenas si tienen efectos energéticos significativos pero en cuanto a la nucleosíntesis sí lo son ya que el harán que el sodio no esté presente entre los elementos residuales de la combustión del carbono. Por lo que respecta al oxígeno, si bien se forma bastante poco se suma al que ya se había formado durante el proceso triple alfa. Todo esto hará que quede un núcleo de oxígeno-16, neón-20, magnesio-24 y algunas trazas de silicio-28. La composición de las cenizas de esta etapa es fundamentalmente la siguiente:

Fracciones de masa: X_O \sim 0,59 \qquad X_{Ne} \sim 0,28 \qquad X_{Mg} \sim 0,05

Fotodesintegración del neón[editar]

Terminado el carbono del núcleo central este vuelve a contraerse hasta llegar a la temperatura de 1,2·109 K, momento en el cual vuelve a detenerse el colapso durante unos pocos años, una década a lo sumo. A esas temperaturas los fotones radiados por el centro del núcleo son tan energéticos que logran fotodesintegrar el neón-20. Este proceso aunque es endotérmico (consume energía) consigue que de sus subproductos se derive otra reacción que sí es exotérmica. El balance global de ambos procesos es positivo y el resultado es que la estrella logra sostenerse mientras quede neón por fotodesintegrar en el núcleo.

\gamma + {}^{20}Ne \rightarrow {}^{16}O + \alpha \qquad Q = -4,73MeV
\alpha + {}^{20}Ne \rightarrow {}^{24}Mg + \gamma \qquad Q = 9,31MeV

Como se ve en las reacciones adjuntas, las cenizas de esta fase serán las mismas que en la anterior menos el neón que se habrá consumido. Se incrementará la cantidad de oxígeno y magnesio a la vez que siguen creándose nuevas capas de fusión. Ahora, aparte del núcleo de combustión de neón hay una capa de carbono, otra de helio y una de hidrógeno. Los vientos solares son ya muy intensos y desprenden grandes cantidades del hidrógeno más externo poco ligado ya a la estrella.

Combustión del oxígeno[editar]

Oxigenburn.png

Finalizada la etapa del neón el núcleo de la estrella se vuelve a calentar y contraer hasta 1,5 a 2·109 K y 107 g/cm³ temperatura y densidad a partir de las cuales se alcanza la ignición del oxígeno. La reacción de fusión nuclear del oxígeno produce diversos canales de salida, unos más probables que otros, del mismo modo que ocurría en la fusión del carbono. La etapa dura unos pocos meses, quizá un año, y sus cenizas son sobre todo silicio-28 acompañado de silicio-30, azufre-34, calcio-42 y titanio-46. Muchos de estos elementos son subproductos de las reacciones con protones, neutrones o alfas recapturados. Las tres reacciones más probables son las que están recuadradas. Resultará azufre-31 un 18% de las veces fósforo-31 un 61% y silicio-28 un 21%.

Fotodesintegración y combustión del silicio[editar]

Capas de combustión en una estrella agonizante en sus últimos momentos antes del colapso final.

Cuando el núcleo alcanza los 2,7·109 K y 3·107 g/cm³ se procede a la incineración del silicio en un conjunto de complejas reacciones que sostendrán por poco más de un día a la estrella. Una parte del silicio-28 recibe el impacto de fotones ultraenergéticos que lo rompen en otros isótopos como silicio-27 o magnesio-24. En el proceso se reemiten gran cantidad de protones, neutrones y alfas que en seguida son recapturados cada vez por átomos más pesados en una aproximación asintótica hacia el pico del hierro. Asimismo, el silicio también alcanza temperaturas de fusión que lo llevan a formar níquel-56 que posteriormente se degrada hasta el hierro-56, elemento final a partir del cual la fusión nuclear deja de ser una reacción rentable y exotérmica, alcanzándose finalmente el equilibrio estadístico nuclear (Fe56+Ni56). Llegados a este punto la ya muy convulsa estrella no podrá sostenerse más por sí misma.

{}^{28}Si+{}^{28}Si \rightarrow {}^{56}Ni+\gamma

{}^{56}Ni \rightarrow {}^{56}Co+e^+ +\bar{\nu}_e

{}^{56}Co \rightarrow {}^{56}Fe+e^+ +\bar{\nu}_e