¿Cómo se genera la energía en las estrellas?        

Por: Gustavo Brandt Yánez

El Impulso, 12 de marzo de 1988

Trascripción: Horacio Osorio

Marzo 2004.

 

 

    En estos astros tienen lugar reacciones nucleares que son las responsables de la producción de calor y de diferentes tipos de radiación. Para que se presenten dichos procesos en el interior del núcleo de las estrellas, tienen que estar dadas ciertas condiciones de densidad y temperatura en la materia estelar.

 

    El gas Hidrógeno en el centro de ellas debe estar muy comprimido (alta densidad) para que en este sitio se desarrollen altas temperaturas, en el orden de los 10 millones de grados absolutos y sólo de esta forma se presentarán las reacciones de fusión nuclear, específicamente se producirá la llamada cadena protón – protón, la cual consiste en que el elemento hidrógeno progresivamente se va fusionando con otros iones Hidrógeno (en total 4 protones) para formar finalmente un núcleo de Helio; en este proceso se libera una cantidad enorme de energía en forma de CUANTOS de radiación; también los positrones originados en estas reacciones nucleares se unen con los electrones presentes en el medio y forman más CUANTOS de radiación (CUANTOS de luz), los cuales viajan por el espacio interestelar a razón de 300.000 km/seg. (Cuanto es una unidad de medición, de QUANTUM).

 

    Hay otra vía alterna que utilizan estos astros para formar Helio a partir de Hidrógeno, pero para que ésta ocurra, se requieren temperaturas muy superiores a los 10 millones de grados. En la reacción, átomos de carbono, nitrógeno u oxígeno sirven como catalizadores. Los iones Hidrógeno se unen al elemento carbono y se cumple un proceso complicado, el cual no vamos a describir en detalles; el Carbono, o en su defecto los restantes elementos ya citados, no van a sufrir ninguna alteración, simplemente van a activar la conversión de Hidrógeno en Helio, liberándose, como en el caso anterior, suficiente energía como para que las estrellas vivan miles de millones de años.

 

    En el proceso, además, se generan partículas subatómicas como los positrones y los neutrinos: estos últimos se llevan parte de la energía. Este fenómeno que ocurre a tan elevadas temperaturas, se conoce como ciclo del Carbono, es un proceso que no sólo requiere de esta condición sino que es propio de las estrellas que han sufrido cierto grado de evolución, porque aquellas que únicamente poseen Hidrógeno y Helio en su interior (estrellas muy jóvenes) no poseen las sustancias catalizadoras necesarias para cumplir con el ciclo del Carbono.

 

    La cadena protón – protón, se presume fue la primera reacción nuclear que se sucedió en el Universo primitivo, cuando las nubes de gas y polvo cósmico se organizaron o se comprimieron para dar origen a las primeras estrellas, debido a que el Hidrógeno y el Helio eran fundamentalmente los átomos presentes en aquel entonces.

 

    La síntesis de elementos cada vez más pesados no cesa con la formación del núcleo del Helio; éste a medida que aparece, se va acumulando en el centro de la estrella y el Hidrógeno periféricamente a él, formando un halo. Cuando la estrella ha consumido aproximadamente del 10 al 20 por ciento de su Hidrógeno (hecho que se cree ocurrirá en el caso del Sol dentro de 7.000 millones de años), comienza a presentar signos de envejecimiento. La fusión del Hidrógeno seguirá sucediendo en las capas externas, mientras en el núcleo estelar, el Helio va colapsándose, aumenta la densidad en este punto y por consiguiente, la temperatura a la cual el Helio sufre combustión y se tiene su conversión al elemento Carbono.

 

    Lo que se describe a continuación no es válido para el Sol, pero sí para estrellas de 7 o más masas solares: las reacciones nucleares se complican cuando las temperaturas alcanzan los 300 millones de grados, dos núcleos de carbono sufren colisión y el resultado de este choque es improbable; si reaccionan entre sí, puede originarse Magnesio u Oxígeno, Neón o Sodio. Posteriormente, la formación de elementos más pesados tiene lugar prácticamente a la misma temperatura. Por lo tanto, se pueden dar varias combustiones diferentes a la vez. Además, es importante saber que estos últimos procesos nucleares son vías productoras de energía cada vez menos eficientes que, finalmente, van a llevar a la aparición del elemento Hierro, con la cual se pone punto terminal a la génesis de energía en las estrellas, porque el Hierro ya no proporciona más energía al fusionarse con otros núcleos presentes en ella y como si fuera poco, la fusión nuclear y la fusión atómica más bien requieren de la incorporación de energía para que se sucedan (las reacciones últimas que se citan: Síntesis de Hierro, sólo acontecen en estrellas que poseen 10 o más masas solares).