La Nucleosíntesis


Dante Morán Zenteno

Evolución estelar y origen de los elementos.

Existen en el universo diferentes tipos de estrellas y constelaciones, así como concentraciones diversas de materia interestelar. La evolución de las estrellas a partir del material interestelar y la formación de agrupaciones de estrellas depende de la cantidad de material involucrado y sus interrelaciones con estrellas cercanas y otros proceso estelares. La mayor parte del gas de la materia interestelar que se encuentra irregularmente dispersa en el universo está compuesto de hidrógeno (H) y helio (He). Aunque el helio se forma constantemente en el interior de las estrellas, la gran abundancia de éste y del hidrógeno ha sido interpretada como resultado de su formación original asociada al gran disparo ("Big Bang"), al cual se atribuye la formación del universo como lo conocemos.


La energía interna de las estrellas proviene de los procesos gravitacionales y las reacciones nucleares que ocurren dentro de ellas. Las reacciones nucleares hacen posible la formación de elementos más pesados a partir de los elementos de configuración atómica más simple como el hidrógeno y el helio. A estros procesos se les denomina procesos de nucleosíntesis.

Una estrella se forma a partir de la contracción, por atracción gravitacional de una nebulosa o segmento de nebulosa formada por gas y polvo. A medida que la nube se contrae la temperatura aumenta. Cuando el centro denso de la nebulosa alcanza alrededor de 20 X 106 °K se inicia el proceso de fusión nuclear del hidrógeno. La gran cantidad de energía que se produce por este proceso hace que la estrella irradie con una fuerte luminosidad. La luminosidad de una estrella es proporcional a su masa, mientras que la temperatura de su superficie o su color son indicadores de su volumen. Si se grafican la luminosidad y la temperatura de la superficie de las estrellas comunes se observa que estos valores tienen un arreglo lineal que se denomina secuencia principal. Las estrellas mayores, por ejemplo aquellas con masas cinco veces mayores que el sol, tienen temperaturas de su superficie altas y colores que tienden a ser azules, mientras que las estrellas menores, de superficies más frías, tienden a ser rojas. A las primeras se les llama gigantes azules y a las segundas se les llama enanas rojas. El sol es una estrella de masa intermedia que tiene una temperatura en su superficie de 5800°K.

Las gigantes azules, por las altas temperaturas que alcanza su interior, tienen una vida más corta ya que consumen más rápidamente su hidrógeno en los procesos de fusión nuclear. En lapsos de algunas decenas de millones de años las estrellas grandes pueden evolucionar hacia gigantes rojas, debido al incremento de su volumen y el enfriamiento de su superficie. Mientras esto ocurre, su núcleo, formado principalmente por helio, se contrae hasta alcanzar temperaturas muy altas e iniciar la formación de átomos más complejos. Las estrellas menores pueden alcanzar cierta estabilidad en sus procesos de fusión nuclear por lo que su vida puede durar varios miles de millones de años. El Sol, por ejemplo, tiene una edad 5,000 millones de años y se calcula que podrá alcanzar una edad de 10,000 millones de años.

La formación de una gigante roja hace que una estrella sea parte de la secuencia principal en la relación lineal de luminosidad contra temperatura de su superficie. Cuando se forma una gigante roja, a partir de una estrella de gran masa, el procesos puede resultar en una gran explosión o supernova que arroja hacia el exterior, todos los elementos pesados formados en el núcleo de la gran estrella y durante la supernova. Existe la posibilidad de que ocurran supernovas a partir de gigantes azules sin que éstas hayan pasado por un estadio de gigante roja, tal es el caso de la detectada en 1987 en la Gran Nube Magallánica. Cuando en una estrella de una masa similar o menor al sol se consume la mayor parte de su hidrógeno, puede evolucionar hacia una enana blanca, es decir una estrella muy pequeña, pero con una alta temperatura en su superficie. Algunas enanas blancas pueden también evolucionar hacia supernovas.

El proceso de fusión nuclear común en el interior de las estrellas, mientras éstas se encuentran en la secuencia principal, produce la formación de helio a partir de la unión de núcleos de hidrógeno. Este proceso de fusión puede ocurrir a través de la formación de deuterio ( 2H) y posteriormente el núcleo del deuterio puede colisionar con otro protón para formar un núcleo de 3He. Algunas reacciones más complejas en las estrellas implican la producción de carbono (C), además del helio.

La formación de la mayor parte de los elementos más pesados que el hidrógeno y helio se da cuando el hidrógeno en el núcleo de las estrellas ha sido en gran medida consumido y éste, formado principalmente por helio, se contrae por la gravedad y se calienta nuevamente. Los elementos más pesados se pueden formar por la fusión de núcleos de helio y por la captura de neutrones por parte de núcleos más complejos. Cuando una estrella de masa grande evoluciona hacia una gigante roja, y finalmente a una supernova, es cuando se forman los elementos más pesados de la tabla periódica de los elementos.

Textos de consulta:

Clayton , D.D., 1968. Principles of Stellar Evolution. New York McGraw-Hill, 612 pp.
Faure, G., 1991. Inorganic Geochemistry . New York, MacMillan, 626 pp.
Gamow, G., 1963. The Creation of the Universe. New York, Viking Press, 144 pp.
Taylor, S.R., 1992. Solar System Evolution: A New Perspective . Cambridge University Press, 307 pp.


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