Hoy en la sección de artículos de NUSGREM os hablaremos de como funciona una estrella y de que tipo de estrellas se trata en función de como consiguen su energía. Si queréis saber más sobre la vida de las estrellas o la muerte de una estrella podéis leer nuestros artículos sobre ello.
Reacciones nucleares
La fuente principal de energía de las estrellas son las reacciones nucleares . Una reacción nuclear es un procedimiento que lleva a combinar y modificar los núcleos de los átomos y las partículas subatómicas. A través de esta clase de procesos, los núcleos pueden combinarse o fragmentarse, absorbiendo o liberando partículas y energía de acuerdo a cada caso. Existen varios tipos de reacciones nucleares:
- Colisión elástica e inelástica: Consiste en el uso de proyectiles nucleares para convertir un tipo de núcleo en otro. En este ejemplo podemos observar una reacción típica para producir el neptunio (el elemento más pesado existente en la naturaleza). Se obtiene bombardeando Uranio 238 con deuterones.
- Desintegración: Otro tipo de reacciones nucleares son las desintegraciones nucleares. Existen tres tipos de estas:
1. La desintegración alfa es un proceso por el cual el núcleo del elemento radiactivo emite un núcleo de He+2, el número atómico disminuye en dos unidades y el número másico en cuatro unidades.
2. La desintegración beta es un proceso mediante el cual un nucleido o nucleido inestable emite una partícula beta (un electrón, llamaremos a esta desintegración β- o positrón, a esta desintegración β+ ) para compensar la relación de neutrones y protones del núcleo atómico. En la ecuación de arriba podemos ver un β- donde un neutrón se convierte en un protón y en la de abajo podemos ver un β+ donde un protón se convierte en un neutrón.
3. La desintegración gamma o radiación gamma puede ocurrir cuando el núcleo de un elemento se encuentra excitado emitiendo un fotón de alta energía, la masa y el número atómico no cambian, solamente ocurre un reajuste de los niveles de energía ocupados por los nucleones.
- Fisión Nuclear: La fisión nuclear es la reacción en la que el núcleo de un átomo pesado, al capturar un neutrón incidente, se divide en dos o más núcleos de átomos más ligeros, llamados productos de fisión, emitiendo en el proceso neutrones, rayos gamma y grandes cantidades de energía.
- Fusión Nuclear: es una reacción nuclear en la que dos núcleos de átomos ligeros, en general el hidrógeno y sus isótopos (deuterio y tritio), se unen para formar otro núcleo más pesado, generalmente liberando partículas en el proceso. Estas reacciones pueden absorber o liberar energía, según si la masa de los núcleos es mayor o menor que la del hierro, respectivamente. Para que tenga lugar una reacción de fusión, es necesario alcanzar altas cotas de energía que permitan que los núcleos se aproximen a distancias muy cortas en las que la fuerza de atracción nuclear supere las fuerzas de repulsión electrostática.
Reacción de Fusión Deuterio-Tritio. Fuente: Wikipedia
Antes de comenzar a explicar los procesos que ocurren dentro de las estrellas es importante definir la energía de ligadura que es la que nos dirá si con un proceso de fisión ganamos o perdemos energía y si ocurre lo propio con la fusión. La energía de ligadura la podemos definir como la diferencia entre la energía del elemento y la energía del mismo número de protones y neutrones consideradas individualmente.
El núcleo más estable de todos es el Hierro. El objetivo final de la cadena de producción de elementos cada vez más pesados es la producción de Hierro (todo esto asumiendo que haya suficiente energía para sobreponerse a la barrera Coulombiana). Todos los procesos que incluyan la fusión del hierro o un elemento por encima de este resta energía en lugar de proporcionarla.
Los elementos que están a la izquierda del hierro son los que aportan energía mediante la fusión nuclear y los que están a la derecha son los que aportan energía mediante fisión nuclear. También podemos comprobar como varios núcleos tienen valores altos relativos respecto al comportamiento general. por ejemplo el Helio, el Carbono y el Oxígeno; haciéndolos muy estables.
Procesos de fusión
Ahora bien, si pasamos a hablar de las reacciones nucleares que ocurren dentro de las estrellas podemos diferenciarlas en tres tipos que servirán también para clasificar el tipo de estrella de la que hablamos.
Si la temperatura de la estrella es menor a los 15.000.000 de Kelvin y son pequeñas (una masa solar o menor) el proceso que predomina dentro de ellas se denomina cadena pp que consiste en la fusión protón-protón. A estas temperaturas la energía cinética de los protones es capaz es suficientemente alta como para que logren vencer las fuerzas coulombianas de repulsión mutua.
Realmente este ciclo no empieza solo cuando se combinan dos protones, también puede empezar cuando se combinan simultáneamente dos protones y un electrón aunque este proceso es más raro que ocurra. El primer paso en las dos reacciones conduce a la fusión de dos núcleos de hidrógeno (protones) a deuterio ²H, liberando un positrón y un neutrino al transformar un protón en un neutrón. Este primer paso es muy lento (7·109 años) ya que depende de la interacción débil (desintegración tipo β+) para convertir un protón en un neutrón.Tras esta reacción, el deuterio producido en el primer paso se puede fusionar con otro hidrógeno para producir un isótopo ligero de helio ³He. Este proceso ocurre en tan solo unos segundos.
A partir de este punto la reacción se divide en tres ramificaciones. Un proceso increíblemente raro donde el ³He reacciona con un protón para dar 4He, este proceso se denomina hep. Otro proceso donde ³He se combina con 4He para dar 7Be, este proceso a su vez se divide en dos la cadena ppII (dominante a temperaturas de 14 a 23 MK) y la cadena ppIII (dominante a temperaturas superiores a los 23 MK) que dan como resultado la obtención de dos núcleos de Helio (4He).
Por último, el proceso más probable en el cual dos ³He se combinan para dar 4He + dos protones. La cadena ppI es la dominante a temperaturas entre los 10 a 14 MK, este último proceso también es muy lento (106 años). Si comparamos la masa del átomo de 4He final con la masa de los cuatro protones iniciales, se observa como el 0,7% de la masa original se pierden el el proceso. Esta masa perdida se ha convertido en energía (rayos gamma y neutrinos lanzados durante las reacciones). La energía neta liberada por la cadena completa es de 26,73 MeV pero hay que tener en cuenta que parte de la energía se la llevan los neutrinos ya que no interactúan significativamente con la materia.
Si la temperatura de la estrella es temperatura es superior a los 15.000.000 de Kelvin y son masivas (mayores a una masa solar) el proceso que predomina es el ciclo CNO (Carbono-Nitrógeno-Oxígeno) asumiendo el papel que jugaba el hidrógeno en el caso anterior. Al ser estrellas masivas con núcleos muy calientes, los protones serán capaces de juntarse con núcleos de ¹²C (carbono).
El ciclo comienza cuando un 126C captura un protón transformándose en 137N, esté 137N sufre una desintegración β+ (un protón se convierte en un neutrón) y pasa a ser 136C El 136C captura un protón para transformarse en 147N que también captura otro protón para transformarse en 158O. El 158O sufre una desintegración β+ y pasa a ser 157N . Por último, el 157N se combina con un protón para dar 126C y un núcleo de helio, la probabilidad de que ocurra este último paso es de un 99,96%. El núcleo de 126C se recupera, por lo tanto el 126C ni se crea ni se destruye; actúa como un catalizador nuclear.
En resumen, comienza una secuencia circular de reacciones en la cual cuatro protones se funden para formar un núcleo de Helio, dos de estos protones sufren una desintegración tipo β+ para transformarse en neutrones. La energía liberada en este ciclo es de 25.03 MeV, una cantidad bastante parecida a la obtenida en la fusión protón-protón.
El 99% de la energía del sol se produce mediante el ciclo pp y el otro 1% restante se consigue mediante el ciclo CNO (Carbono-Nitrógeno-OxÍgeno). La principal fuente de energía del sol es el ciclo ppI debido a que el ciclo pp II es más improbable y la temperatura del núcleo no es lo suficientemente alta para el ciclo pp III.
Por último, si nos encontramos en una estrella cuya temperatura central excede los 100 millones de grados kelvin, como puede suceder en la última fase de las gigantes rojas y las supergigantes rojas, el helio pueden fusionarse para formar berilio y luego carbono. El procedimiento de fusión de helio se denomina triple alfa, esto ocurre cuando la estrella deja de estar en secuencia principal (todo el hidrógeno se ha consumido).
El primer paso produce un núcleo altamente inestable de Berilio que decae rápidamente en 2 núcleos de Helio separados a menos que encuentre un tercer núcleo de Helio. Debido a que el núcleo de Berilio es tan inestable, puede pensarse como una interacción simultánea entre tres núcleos de Helio. La energía que se libera al realizar este proceso es de 7,275 MeV, una cantidad menor a la obtenida mediante los dos procesos anterior
Como resultado de estas reacciones, se forman grandes cantidades de carbono y oxígeno pero sólo fracciones diminutas de estos se transforman en neón y otros núcleos más pesados mediante la adquisición de partículas alfa (núcleos de Helio). La consecutiva adquisición de núcleos de Helio para producir elementos cada vez más pesado se vuelve cada vez más prohibitivo ,por el aumento de la barrera Coulombiana, siendo el Hierro el límite de la fusión nuclear. Como ya hemos visto anteriormente el la gráfica de la energía de enlace nuclear, todo proceso que incluyese la fusión de Hierro provocaría una pérdida de energía en la estrella.
En artículos posteriores os hablaremos de porque la energía de las estrellas proviene de las reacciones nucleares y porque no proviene de otras como la gravitatoria o la energía química.
