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En pocas palabras, sin estrellas, simplemente no existiríamos. De hecho, probablemente no habría ningún tipo de vida. Pero, ¿por qué son tan importantes las estrellas?

La respuesta más simple es, por supuesto, energía. Las estrellas producen la energía necesaria para la vida mediante el mecanismo de fusión nuclear. Si no hubiese estrellas en el Universo, habría una eterna oscuridad y unas temperaturas inimaginables, cercanas al cero absoluto (-273 ˚C). Nuestro Sol libera miles de millones de vatios de potencia y ayuda a calentar la Tierra, de forma que ésta tenga la temperatura adecuada para el que el agua sea líquida y consecuentemente para la vida.

Sin embargo, tal vez lo más importante es que las estrellas crean mucho de los elementos esenciales necesarios para la vida. La mayor parte de las moléculas importantes de nuestros cuerpos están hechas de carbón. También necesitamos el oxígeno del agua, el calcio de nuestros huesos, el hierro de nuestra sangre, etc. Todos estos elementos se crean en el interior de las estrellas. Cuando las estrellas mueren liberan todos estos elementos al espacio para que posteriormente se vuelvan a juntar para formar casi todo lo que conocemos en la Tierra. ¡Estamos hechos literalmente de estrellas!

Durante la mayor parte de su vida, las estrellas queman hidrógeno fusionando dos núcleos del mismo para formar uno de helio. Hay dos formas distintas de hacerlo: la primera es la llamada cadena pp, y la segunda es el llamado ciclo CNO.

Cuando una estrella quema hidrógeno se dice que esta en la "Secuencia Principal", de la que hablamos en el capítulo anterior. Nuestro Sol es una estrella de la Secuencia Principal en la que la mayoría de la energía producida, alrededor del 98.5 %, se crea mediante la cadena pp, mientras que el 1.5% restante se crea en el ciclo CNO. Esto es lo característico de una estrella de la masa del Sol. La cadena pp es el proceso nuclear mayoritario en las estrellas de la Secuencia Principal y con masas hasta una vez y media la masa del Sol. Para estrellas de masa mayor, el ciclo CNO domina. Hasta ahora, el Sol ha quemado aproximadamente la mitad de su hidrógeno y tiene aproximadamente 4500 millones de años de antigüedad.

La cadena pp siempre comienza con dos núcleos de hidrógeno para producir helio-4. Los núcleos de hidrógeno (que formarían un átomo de hidrógeno si estuviesen acompañados por un electrón) son simples protones p. Así, los dos protones se fusionan para formar deuterio, liberando un positrón y un neutrino conforme uno de los protones se convierte en un neutrón. El deuterio resultante se fusiona a su vez con otro protón para crear un isótopo de helio, helio-3, liberando un fotón.

Esto ocurre por toda la estrella así que hay un número relativamente grande de moléculas de helio-3 disponibles. Llegado a este punto, hay en realidad tres formas distintas de producir helio-4. La cadena ppI produce el 86 % de la energía del Sol. En este proceso, dos núcleos de helio-3 se fusionan para producir helio-4 y los dos protones sobrantes don emitidos y pasan a formar parte de otra reacción de tipo cadena pp.

La cadena ppII produce alrededor del 14% de la energía del Sol. En este proceso, un helio-3 se combina con un helio-4 existente para producir berilio-7 y un fotón. Pero el berilio-7 es inestable y se desintegra mediante captura de electrones, esto es, se combina con un electrón para formar litio-7 y emite un neutrino en el proceso. Finalmente el litio-7 se combina con un deuterio para crear dos núcleos de helio-4.

Existe también la cadena ppIII que es responsable solamente del 0,02% de la energía del Sol. En este caso, el berilio-7 inestable se combina con otro protón para formar boro-8 y un fotón. El boro-8 es muy inestable y decae rápidamente para formar otro isótopo inestable del berilio, el berilio-8, liberando además un positrón y un neutrino. El berilio-8 se desintegra en dos helios-4.

CNO son las iniciales de "carbón-nitrógeno-oxigeno". En el ciclo CNO estos elementos actúan como catalizadores para producir helio.
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En este caso, un protón se fusiona con un núcleo de carbono-12 para producir nitrógeno-13 inestable y un fotón. El nitrógeno-13 sufre una desintegración beta para convertirse en carbono-13 liberando un positrón y un neutrino. El carbono-13 captura otro protón para formar nitrógeno-14 (y un fotón) que se fusiona con otro protón para formar oxígeno-15 (y un fotón). Sin embargo, el oxigeno-15 sufre una desintegración beta positiva para dar nitrógeno-14, un positrón y un neutrino. Finalmente el nitrógeno-15 se fusiona con un protón para dividirse inmediatamente formando un núcleo de carbono-12 y otro de helio-4. El núcleo de carbono-12 así creado puede empezar otro nuevo ciclo.

Los procesos nucleares que tienen lugar en el Sol, la cadena pp y el ciclo CNO, crean una gran cantidad de productos de los que hablaremos más adelante. Evidentemente, la energía producida se libera mayoritariamente en forma de fotones, que son los que vemos como la luz solar. Sin embargo,los procesos nucleares también producen una gran cantidad de neutrinos.

Los físicos encuentran muy intrigantes a los neutrinos ya que son partículas muy poco usuales. Los neutrinos transportan una gran cantidad de energía pero casi no interaccionan con la materia. No tienen carga eléctrica y poseen una masa extremadamente pequeña, casi despreciable. Pueden viajar a través de cualquier objeto como lo hace la luz solar a través de una ventana de cristal limpia. Los neutrinos pueden viajar casi sin impedimento desde el centro del Sol a la Tierra en aproximadamente 8 minutos.

Usando equipamiento increíblemente sofisticado, los científicos han encontrados formas de detectar esos neutrinos en enormes laboratorios bajo tierra, lejos de cualquier radiación de la superficie. De esta forma los científicos tienen formas de comprender lo que pasa en el centro del Sol, que es donde se crean estas partículas.

Las paredes del tanque de agua del Detector de Neutrinos Super-Kamiokande en Japon están cubiertas con miles de detectores de fotones alineados y del tamaño de pelotas de playa. Ocasionalmente, un neutrino proveniente del Sol interacciona con una molécula de agua produciendo fotones que se registran en uno o varios de estos detectores. Fuente de la imagen: Observatorio Kamioka, ICRR Tokio

Los científicos desarrollaron teorías sobre la existencia del neutrino mucho antes de que se detectase, siendo incluso capaces de predecir cuantos neutrinos produciría el Sol cada segundo y cuantos de aquellos se detectarían en la Tierra. Sin embargo, cuando en los años sesenta se hizo un experimento para confirmar esta predicción se encontró una seria discrepancia entre los datos y la predicción. Durante muchos años los científicos pensaron que había algo equivocado en el modelo del Sol ya que sólo se registraba en los detectores de la Tierra entre un tercio y la mitad del número calculado de neutrinos. Esta discrepancia se llamo el problema de los neutrinos solares.

Para comprender la solución de este problema hay que tener en cuenta que hay tres tipos (o sabores) de neutrinos: neutrinos electrónicos, muónicos y tauónicos. Las reacciones nucleares en el centro del Sol sólo producen neutrinos electrónicos. Si asumimos que existe algún mecanismo mediante el cual los neutrinos electrónicos se pueden convertir en neutrinos muónicos o tauónicos en su camino desde el centro del Sol a la Tierra, este mecanismo sería una explicación para los neutrinos que faltan.
Fuente: SNO

Hasta 2002 los detectores de neutrinos terrestres sólo podían detectar neutrinos electrónicos. Los neutrinos muónicos no se podían detectar en ninguno de los experimentos previos en funcionamiento desde los sesenta. Sólo en 2002 fue posible detectar a la vez neutrinos electrónicos y muónicos en un nuevo detector, el Observatorio de Neutrinos Sudbury (SNO en sus siglas en inglés) en Canada. Se demostró experimentalmente que los neutrinos pueden cambiar su tipo (o sabor) solucionando de paso el problema de los neutrinos solares ya que la suma del número de neutrinos electrónicos detectados más el número de neutrinos muónicos detectados correspondía exactamente con las predicciones de nuestro modelo del Sol.

Esta foto muestra la gran vasija llena de agua pesada situada en el laboratorio subterráneo SNO en Canada. Este experimento permitió detectar a la vez los neutrinos electrónicos y los neutrinos muónicos resolviendo así el problema de los neutrinos solares. Fuente: Observatorio de Neutrinos Sudbury.

Al final de la vida de una estrella perteneciente a la Secuencia Principal, cuando se le acaba el hidrógeno para quemar, la fusión del hidrógeno se para. Incapaz de producir la energía necesaria para sostener su propio peso, el interior de la estrella empieza a colapsar, aumentando la presión y temperatura conforme esto se produce.

Fuente: Behacker & Partner
Eventualmente, el interior de la estrella se calienta lo suficiente para empezar a quemar helio. Esto hace que las capas exteriores se expandan, pero con la energía producida distribuida por un área mayor, la estrella se hace en realidad menos brillante y más rojiza. Esta es la razón por la que las estrellas al final de sus vidas se llaman gigantes rojas.

La fusión de helio se produce en un proceso llamado reacción triple alfa y produce carbón y oxígeno como productos adicionales. El carbón es esencial para la vida ya que forma parte de las moléculas complejas de la vida (ADN, proteínas). Lo mismo es cierto para el oxígeno ya que la vida necesita moléculas de agua que contienen oxigeno (H2O). Esto se puede entender fácilmente teniendo en cuenta que la vida es escasa o inexistente allí donde no hay mucha agua disponible, como en desiertos o el planeta Marte.
El carbon se crea a partir del quemado de helio por medio de un proceso nuclear único, la llamada reacción Triple Alfa. Este es un proceso en dos etapas donde primero se fusionan dos núcleos de helio (partículas alfa) para formar berilio-8 (8Be).
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En el segundo paso, otra partícula alfa se incorpora al 8Be, dando lugar a un núcleo de carbono-12 (12C). Sin embargo, la ligazón entre dos partículas alfa para formar 8Be es muy débil y se rompe muy rápidamente (después de aproximadamente 10-16 s). La captura de una tercera partícula alfa por parte del 8Be antes de que este se desintegre es debido a que la captura esta favorecida por la existencia de una resonancia en el 12C, que aumenta enormemente la eficacia en la captura de la tercera partícula alfa.

La existencia y las propiedades detalladas de esta resonancia fueron predichas por el científico británico Fred Hoyle (1915-2001) simplemente considerando que sin ella, la producción de carbón en las estrellas no sería suficiente para permitir la vida. Sólo dos años después de su predicción, esta resonancia de descubrió en un experimento en el laboratorio. La singularidad del proceso triple alfa radica en el hecho de que parece ser el único caso donde el resultado de un experimento en el laboratorio había sido predicho correctamente basándose en la suposición de que si no fuese cierto, no existiríamos.

Sir Fred Hoyle no es sólo notable por sus teorías si no también como un escritor de ciencia ficción. Estaba firmemente convencido de que el universo estaba en un "estado estacionario" y se expandía debido a la creación de nueva materia y no por la teoría del "Big Bang", como es la creencia común. Irónicamente, él acuñó el término "Big Bang" en uno de sus artículos criticando la teoría. Originalmente, el término fue introducido para mofarse de la teoría, pero sus defensores decidieron que en realidad era muy apropiado y lo mantuvieron.

La predicción y posterior descubrimiento de la resonancia de Hoyle en el 12C dio mucho crédito a otra de sus teorías: la hipótesis de la nucleosíntesis estelar, que sostiene que todos los elementos químicos naturales se forman a partir del hidrogeno en las estrellas.

Cuando el helio se consume en el centro de una estrella, el interior de la estrella se contrae de nuevo, aumentando la temperatura y densidad de forma que el carbón pueda fusionare. Este mecanismo de contracción e ignición de un nuevo combustible siempre que el combustible anterior se agota, se repite y lleva a fases de quemado adicionales en las que los productos de reacciones anteriores son los combustibles de fases de quemado posteriores. Las fases de quemado avanzadas producen más y más elementos pesados: carbono, oxígeno, neón y silicio. El quemado de silicio, para producir mayoritariamente hierro, es la última fase de quemado en una estrella. Más allá, el quemado nuclear deja de producir energía ya que la fusión del hierro y núcleos más pesados que él no libera energía.
Richard Pogge, OSU.edu

La imagen muestra el interior de una estrella masiva al final de la fase de quemado de silicio. El radio típico del interior será ~RTierra mientras que el radio del envoltorio exterior será del orden de 5AU. Fuente: Richard Pogge, OSU.

La combustión del combustible nuclear en el centro de las estrellas viene acompañada del llamado quemado de capas. Los procesos del quemado de capas son similares a las fases de quemado central precedentes y ocurren a la vez que dicho quemado central, pero tienen lugar en las capas esféricas que rodean al centro donde la temperatura y densidad no son tan altas pero todavía hay disponible combustible nuclear ligero. Por ejemplo, cuando el interior de la estrella está fusionando carbón para producir oxígeno, la capa envolvente todavía contiene algo de helio sobrante. La energía producida en el interior por la fusion del carbono calienta la capa exterior hasta que está lo suficientemente caliente para quemar el helio. El helio se fusiona para formar carbón, que es pesado y cae en el interior aportando más combustible.

No todas las estrellas pueden crear la lista completa de elementos enumerados más arriba. Cuanto mayor es la estrella, más alta es la temperatura que puede alcanzar el interior y es más probable que se puedan formar elementos más pesados. Nuestro Sol por ejemplo, no es particularmente grande. En estos momentos fusiona hidrógeno para producir helio y al final de su vida será probablemente capaz de fusionar helio para producir un interior de carbono, pero es poco probable que alcance la temperatura necesaria para fusionar dicho carbono.

En aquellas estrellas con menos de 8 veces la masa del Sol, sólo se quema hidrógeno y helio porque el corazón de la estrella nunca alcanza la temperatura y densidad necesarias para encender otra fase de quemado. Una vez que el proceso de quemado de helio termina, todo lo que queda son las dos capas exteriores; hidrógeno en el exterior, helio un poco más adentro y en el "corazón" de la estrella. El "corazón" esta formado por el carbón y oxígeno producidos en la reacción triple alfa. En ese momento, pulsiones y fuertes vientos estelares hacen que las capas exteriores salgan despedidas creando una nebulosa planetaria y dejando una enana blanca detrás.

En las estrellas ocho veces más pesadas que el Sol, los procesos nucleares pueden continuar mucho más tiempo, hasta el quemado de silicio, dejando un "corazón" de hierro. Cuando esta fase de quemado termina, la estrella no puede soportar su propio peso y las capas exteriores caen rapidamente hacia el interior de la estrella, para rebotar a continuación en el denso "corazón" y produciendo una violenta onda de choque que produce la explosión característica de una supernova tipo II, que deja como remanente una estrella de neutrones.

Por medio de estos vientos y explosiones, los elementos recién creados en las estrellas se diseminan hacia el espacio en forma de gas y nubes de polvo. Así, las estrellas son como fábricas que producen los elementos para crear nuevas estrellas, planetas y, al final, nosotros los humanos.

Source: NASA
Los elementos creados en las estrellas se diseminan por el espacio mediante las nebulosas planetarias (izquierda) y las supernovas (derecha). Fuente de las imágenes: NASA

El elemento más pesado que las estrellas pueden crear es el hierro, mediante procesos de fusión que producen nuevos elementos y liberan energía. Por otra parte, en el caso de los elementos más pesados que el hierro, sus constituyentes no tienen tendencia a juntarse. Por ejemplo, si un protón cargado positivamente intenta fusionarse con un núcleo cargado positivamente, puesto que tienen la misma carga y se repelen, en lugar de producir energía, esos procesos consumirán en realidad energía. Para alcanzar energías suficientemente elevadas como para sobreponerse a esas fuerzas repulsivas, es necesario cada vez temperaturas más altas.Bueno, alguno de los problemas se resuelven si consideramos neutrones. Al no tener carga, los neutrones se pueden fusionar con un núcleo sin tener que sufrir la repulsión eléctrica. Si los núcleos capturan neutrones, más núcleos ricos en neutrones pueden crearse. Si el núcleo absorbe demasiados neutrones, alguno de ellos se transformará en un protón mediante desintegración beta. Los elementos más pesados se producen de esta forma.

Sin embargo, esto sólo puede ocurrir bajo condiciones muy específicas. Hay dos procesos que en conjunto son conocidos como nucleosíntesis estelar (haciendo núcleos en las estrellas).

El proceso Lento o S: Este proceso tiene lugar durante la fase de quemado de helio de las gigantes rojas. En esta fase, hay una abundancia de neutrones, que son capturados por otros núcleos. Este proceso es lento porque hay relativamente pocos neutrones producidos y tienen que pasar millones de años hasta que se produce una cantidad apreciable de elementos pesados. Esto produce elementos tales como el zirconio, que se usan en las gemas o en procesos de catálisis. Los elementos producidos de esta forma son normalmente elementos estables ya que el proceso es lo suficientemente lento como para que sea posible que los núcleos se desintegren en núcleos estables antes de capturar otro neutrón.

El proceso rápido o r: Este proceso tiene lugar durante la fase de supernova de tipo II. En este caso los neutrones se producen por la unión de protones y electrones (captura electrónica por parte de los protones). Es un proceso rápido donde se produce una gran cantidad de neutrones y sólo se necesitan unos segundos para formar una gran cantidad de elementos pesados. Así es como los elementos tales como el uranio y el oro se forman. Los nuevos elementos se forman mucho más rápidamente de que se pueda producir su desintegración y es común que los elementos producidos de esta forma sean inestables.

Los rayos cósmicos procedentes del espacio exterior fueron las primeras partículas de alta energía que se estudiaron. Unos pocos rayos cósmicos pasan a través de nuestro cuerpo cada segundo, no importa donde estemos. Es difícil determinar el origen exacto de los rayos cósmicos puesto que llegan desde todas direcciones. Muchos tienen su origen en nuestro Sol, otros fueron emitidos probablemente desde la explosión de supernovas. Los rayos cósmicos que inciden en la atmosfera exterior son mayoritariamente protones de alta energía. En su viaje hacia la Tierra, colisionan con átomos presentes en el aire (mayoritariamente nitrógeno y oxígeno), creando nuevas partículas que dan lugar a una lluvia de nuevas partículas en dirección a la superficie de la Tierra. La mayor parte de esas nuevas partículas son isótopos inestables.

Una de las historias más fascinantes de la física nuclear fue el descubrimiento en 1972 de un reactor nuclear natural situado en Africa.

Fuente de la imagen: John de Laeter Centre
Medidas rutinarias en muestras de UF6 de la mina de Oklo, en Gabón, Africa Central, mostraron una discrepancia en la cantidad del isótopo 235U encontrado, comparado con el uranio procedente de otras minas. Las concentraciones encontradas eran más bajas lo que, junto a la presencia de otros isótopos tales como el neodimio y el rutenio, sugería que había tenido lugar una reacción nuclear. Esto era un rompecabezas e incluso se llego a especular con que estos residuos tendrían su origen en naves espaciales extraterrestres que habrían depositado allí su basura radiactiva.

Algún tiempo después, se demostró que el uranio presente de forma natural en la mina se había concentrado en las rocas debido a procesos geológicos llegando a unas concentraciones tales que habrían permitido que las reacciones nucleares en cadena se hubiesen iniciado de forma espontánea hace dos mil millones de años y que dichas reacciones se hubiesen mantenido hasta un millón de años.

Después del Big Bang, hace aproximadamente 13.7 mil millones de años (arriba a la izquierda en la imagen de abajo), el universo estaba formado por gas: hidrógeno y helio puros y sin ningún otro elemento (arriba en el medio). Regiones más densas de aquel gas eventualmente colapsaron bajo su propia gravedad produciendo estrellas (centro a la derecha). Las estrellas produjeron elementos (el más pesado es el hierro para la mayoría de las estrellas) en los siguientes millones a miles de millones de años (fondo). Al final de sus vidas, las estrellas diseminaron los elementos formados en su interior por el espacio mediante las nebulosas planetarias y las supernovas. Los elementos más pesados que el hierro se produjeron en las supernovas (centro de la imagen a la izquierda). Los elementos liberados formaron nuevas estrellas y el proceso continua. Este ciclo tuvo lugar un cierto número de veces antes de que se formase el Sol y los planetas (arriba a la derecha). Por tanto, el Sistema Solar contiene elementos creados en generaciones anteriores de estrellas.
Fuente: Behacker & Partner

¡Ponte a prueba!
1. ¿Qué elemento es el más pesado que puede producir una estrella?
  1. Oxígeno
  2. Silicio
  3. Hierro
  4. Potasio
2. ¿Mediante qué proceso produce nuestro Sol la mayor parte de su energía?
  1. Cadena PP
  2. Ciclo CNO
  3. Reacción triple alfa
3. ¿Cuáles son los tres "sabores" de los neutrinos?

4. ¿Qué tipo de neutrino, detectado por vez primera en los 60s, condujo al problema de los neutrinos solares?
Muestra las respuestas ...
1.c 2.a 3.electrón, muón y tau 4.el neutrino electrónico