Acerca de la fusión nuclear en las estrellas

La fusión nuclear es el elemento vital de las estrellas y un proceso importante para comprender cómo funciona el universo. El proceso es lo que alimenta nuestro propio Sol y, por lo tanto, es la fuente raíz de toda la energía de la Tierra. Por ejemplo, nuestra comida se basa en comer plantas o comer cosas que comen plantas, y las plantas utilizan la luz del sol para producir comida. Además, prácticamente todo en nuestro cuerpo está hecho de elementos que no existirían sin la fusión nuclear.

La fusión es una etapa que ocurre durante la formación de estrellas. Esto comienza con el colapso gravitacional de una nube molecular gigante. Estas nubes pueden abarcar varias docenas de años luz cúbicos de espacio y contener grandes cantidades de materia. A medida que la gravedad colapsa la nube, se rompe en pedazos más pequeños, cada uno centrado alrededor de una concentración de materia. A medida que estas concentraciones aumentan en masa, la gravitación correspondiente y, por lo tanto, todo el proceso se acelera, y el colapso mismo crea energía térmica. Finalmente, estas piezas se condensan bajo el calor y la presión en esferas gaseosas llamadas protoestrellas. Si una protoestrella no concentra suficiente masa, nunca alcanza la presión y el calor necesarios para la fusión nuclear y se convierte en una enana marrón. La energía que surge de la fusión que tiene lugar en el centro alcanza un estado de equilibrio con el peso de la materia de la estrella, evitando un mayor colapso incluso en estrellas supermasivas.

La mayor parte de lo que compone una estrella es gas hidrógeno, junto con algo de helio y una mezcla de oligoelementos. La enorme presión y el calor en el núcleo del Sol son suficientes para provocar la fusión del hidrógeno. La fusión del hidrógeno aglutina dos átomos de hidrógeno, lo que da como resultado la creación de un átomo de helio, neutrones libres y una gran cantidad de energía. Este es el proceso que crea toda la energía liberada por el Sol, incluido todo el calor, la luz visible y los rayos ultravioleta que eventualmente llegan a la Tierra. El hidrógeno no es el único elemento que puede fusionarse de esta manera, pero los elementos más pesados ​​requieren cantidades sucesivamente mayores de presión y calor.

Finalmente, las estrellas comienzan a quedarse sin hidrógeno que proporciona el combustible básico y más eficiente para la fusión nuclear. Cuando esto sucede, la energía ascendente que sostenía el equilibrio impedía una mayor condensación de la estrella, provocando una nueva etapa de colapso estelar. Cuando el colapso ejerce una presión suficiente y mayor sobre el núcleo, es posible una nueva ronda de fusión, esta vez quemando el elemento más pesado de helio. Las estrellas con una masa de menos de la mitad de nuestro propio Sol carecen de los medios para fusionar el helio y se convierten en enanas rojas.

Cuando una estrella comienza a fusionar helio en el núcleo, la producción de energía aumenta con respecto a la del hidrógeno. Esta mayor producción empuja las capas externas de la estrella más hacia afuera, aumentando su tamaño. Irónicamente, estas capas externas ahora están lo suficientemente lejos de donde se está llevando a cabo la fusión para enfriarse un poco, cambiándolas de amarillo a rojo. Estas estrellas se convierten en gigantes rojas. La fusión del helio es relativamente inestable y las fluctuaciones de temperatura pueden provocar pulsaciones. Crea carbono y oxígeno como subproductos. Estas pulsaciones tienen el potencial de volar las capas externas de la estrella en una explosión de nova. Una nova puede, a su vez, crear una nebulosa planetaria. El núcleo estelar restante se enfriará gradualmente y formará una enana blanca. Este es el probable final de nuestro propio Sol.

Las estrellas más grandes tienen más masa, lo que significa que cuando se agota el helio, pueden tener una nueva ronda de colapso y producir la presión para iniciar una nueva ronda de fusión, creando aún más pesado elementos. Potencialmente, esto puede continuar hasta que se alcance el hierro. El hierro es el elemento que divide los elementos que pueden producir energía en fusión de los que absorben energía en fusión: el hierro absorbe un poco de energía en su creación. Ahora la fusión está drenando, en lugar de crear energía, aunque el proceso es desigual (la fusión del hierro no ocurrirá universalmente en el núcleo). La misma inestabilidad de fusión en las estrellas supermasivas puede hacer que expulsen sus capas externas de una manera similar a las estrellas regulares, y el resultado se denomina supernova.

Una consideración importante en la mecánica estelar es que toda la materia del universo más pesada que el hidrógeno es el resultado de la fusión nuclear. Los elementos verdaderamente pesados, como el oro, el plomo o el uranio, solo pueden crearse mediante explosiones de supernovas. Por lo tanto, todas las sustancias con las que estamos familiarizados en la Tierra son compuestos construidos a partir de los escombros de alguna desaparición estelar pasada.