Ha nacido una estrella

El hidrógeno y el helio son restos del Big Bang; el 1% de la “suciedad” proviene de las estrellas mismas y discutiremos este interesante poco de auto-enriquecimiento más adelante. El término “Big Bang” fue acuñado originalmente como un término de burla por el astrónomo británico Fred Hoyle, que no era un ávido creyente en explosiones cósmicas apocalípticas. Sin embargo, fue tan descriptivo que se quedó y se convirtió en el orgulloso nombre de todo un conjunto de teorías cosmológicas basadas en la idea de que toda la masa y energía del Universo explotó originalmente a partir de una fluctuación cuántica 1030 veces más pequeña que un protón. Un trabajo de precisión reciente que utilizó microondas cósmicas sitúa el Big Bang en hace 13.700 millones de años. Las abundancias observadas de isótopos de hidrógeno y helio2 en las nubes interestelares se han comparado cuidadosamente con los cálculos de qué isótopos deberían haberse creado en las pocas horas posteriores al Big Bang, y el acuerdo es muy impresionante. Esto esencialmente prueba que el Big Bang no pudo haber producido ningún elemento en cantidad más que hidrógeno y helio, y también proporciona una verificación poderosa para el propio Big Bang.

La mayor parte del hidrógeno y el helio originales generados por el Big Bang se colapsó hace mucho tiempo en estrellas. La galaxia de la Vía Láctea consta de quizás un 10% de gas y un 90% de estrellas en este punto. Sin embargo, el 10% de una galaxia sigue siendo mucho gas, suficiente para producir unos 30 mil millones de soles, por lo que no faltan estrellas recién nacidas para que podamos observar. (Consulte la Lámina 5 para obtener más información sobre las nubes en formación de estrellas). Y, como siempre, cuando se habla de estrellas, la primera pregunta es: ¿cómo se comportarán las nubes al ser comprimidas por la gravedad?

En este caso, estamos en el reino de lo ultra-tenue en lugar de lo ultra-comprimido. Los átomos de una nube interestelar están tan separados que rara vez se encuentran durante las etapas iniciales del colapso. Puede pensar que actúan como gotas de lluvia que caen hacia el centro de la nube. Al igual que las gotas de lluvia terrestres, aumentan su velocidad a medida que caen. Esta energía cinética finalmente se convierte en calor cuando comienzan a chocar entre sí dentro de la nube interestelar cada vez más pequeña. (El efecto de calentamiento es bastante paralelo a lo que ocurre dentro del pistón de un motor diesel durante el ciclo de compresión, si está familiarizado con la mecánica automotriz). Aproximadamente la mitad del calor se irradia durante la contracción de la nube; la otra mitad permanece atrapada dentro de la proto-estrella. Al comienzo del colapso, la temperatura de la nube de gas es normalmente muy fría, solo unos pocos grados Kelvin (alrededor de -450 F°), e inicialmente tiene varios años luz de diámetro. Al final, se habrá reducido a unos pocos millones de millas de radio, una reducción de volumen de unas 1018 veces, y su temperatura superficial habrá alcanzado unos 4.000 K°. La temperatura en su núcleo suele estar por encima de los diez millones de K°.

Una estrella recién nacida es, por lo tanto, un objeto muy caliente y luminoso, como lo fueron los planetas de nuestro Sistema Solar, una vez, porque los planetas nacen esencialmente de la misma materia interestelar colapsada que sus estrellas madres. La diferencia crítica entre las estrellas recién nacidas y los planetas es la siguiente: un planeta simplemente se enfría después de formarse, pero una estrella es tan masiva que el aumento de temperatura y presión en su núcleo enciende reacciones nucleares y comienza a producir energía.

La fuente de energía de una estrella

Por definición, una estrella es un objeto que “quema” hidrógeno a través de la fusión nuclear. Esta vía para liberar energía nuclear es diferente a la que utilizan los humanos para los submarinos, la electricidad, etc. Usamos la fisión nuclear. La vía de fisión aprovecha los núcleos radiactivos enormes e hinchados al final de la Tabla Periódica de los Elementos, como el uranio o el plutonio (elementos #92 y #94). La fisión nuclear se ilustra en la Figura 2. Cuando los núcleos pesados ​​se fisionan (o rompen) en núcleos más ligeros como el bario o el criptón, literalmente explotan, produciendo enormes cantidades de energía. La vía de la energía nuclear de fisión es algo similar a romper un tanque de sustancias químicas explosivas.

La fusión nuclear opera exactamente en la dirección opuesta: núcleos muy ligeros y perfectamente estables al comienzo de la tabla periódica se fusionan (combinan) en núcleos más pesados, proporcionando una liberación de energía aún más enorme que la de la fisión nuclear. Como la mayoría de las estrellas, el Sol fusiona el elemento más ligero, el hidrógeno, en el segundo más ligero, el helio. El hidrógeno tiene un peso atómico de uno y el helio tiene un peso atómico de cuatro, por lo que esto significa que se deben fusionar cuatro núcleos de hidrógeno para formar un núcleo de helio. ¿Cómo surge esto? ¿Hay un horrible accidente de tren de hidrógeno donde cuatro hidrógenos chocan en el mismo lugar al mismo tiempo?

No exactamente. Eso sería extremadamente improbable. La fusión de hidrógeno ocurre en pasos, así:

Paso 1) Dos protones, también conocidos como núcleos de hidrógeno, chocan. Resulta imposible que dos protones se fusionen entre sí (su repulsión electrostática es demasiado grande), pero no se preocupe. De vez en cuando, antes de que los protones en colisión puedan separarse, las fuerzas nucleares³ hacen que uno de los protones se convierta en un neutrón. Como mencioné anteriormente (en la sección anterior), los protones y neutrones tienen sus propios estados cuánticos. Lo que no les dije es que el protón y el neutrón son estados cuánticos y, por lo tanto, ¡pueden intercambiar identidades! Sin engaños⁴. El núcleo que resulta de la colisión es, por tanto, un par protón-neutrón. Este es un isótopo de hidrógeno que podría llamarse hidrógeno-2, pero los físicos generalmente lo llaman deuterio. En símbolos, donde p representa un protón yn representa un neutrón, la reacción es: p + p -> np + energía + (otras partículas llamadas neutrinos que no nos conciernen aquí; las discutiré más adelante).

Paso 2) Un protón choca con el deuterio. Se pega, dándonos 2 protones + 1 neutrón = helio-3. En símbolos:
np + p -> ppn + energía.

Paso 3) Dos helio-3 chocan. En la bola de fuego resultante, los núcleos de helio-3 se reorganizan en un helio-4 y dos protones. En símbolos: ppn + ppn -> pnpn + p + p + energía. La fusión de un protón al helio-3 puede parecer un tercer paso más probable, pero eso crearía ppn + p -> pppn, que es litio-4, no helio-4. El litio-4 es tan inestable que casi se desintegra antes de ser creado, por lo que esta vía de reacción no contribuye prácticamente en nada a la producción de energía del Sol.

El resultado neto es que cuatro hidrógenos se han convertido en un helio. Este proceso de tres pasos se denomina Cadena p-p y se ilustra arriba. Es la principal fuente de energía de la mayoría de las estrellas.

Uno podría preguntarse por qué ConEd, la Marina de los EE. UU., Etc., usan la fisión nuclear en lugar de la fusión nuclear, dado que: 1) la fusión produce más energía, 2) la fusión quema hidrógeno = H₂O = agua como combustible, mientras que la fisión usa radioisótopos raros y costosos , 3) la fusión de hidrógeno produce muchos menos desechos radiactivos que la fisión, ya que su producto de reacción no es radiactivo, y 4) los procesos de fusión no pueden tener accidentes de “fusión” como los de la fisión.

La respuesta simple es que la fusión nuclear es terriblemente difícil de iniciar. Con la fisión, todo lo que uno necesita es un solo núcleo que ya es inestable (es decir, radiactivo), y luego puede “romperlo” con un toque de un neutrón veloz como se muestra en la Figura 2. Los neutrones no tienen carga eléctrica, por lo que no hay nada que les impida acercarse a ningún átomo. Con la fusión, debe tomar núcleos ligeros, estables y, lo peor de todo, con carga positiva, y convencerlos de que se unan. Los núcleos se repelen electrostáticamente entre sí con ferocidad, y cuanto más se juntan, más ferozmente se repelen. (Ver Lámina 6 para una ilustración.) Debido a que las fuerzas nucleares tienen rangos muy cortos, solo pueden superar la repulsión electrostática e iniciar la fusión cuando los núcleos están literalmente uno encima del otro. Por lo tanto, los átomos en el gas en fusión deben moverse a velocidades tremendas para hacer un acercamiento tan cercano, es decir, el gas debe elevarse a temperaturas y presiones tremendas antes de tener alguna esperanza de obtener energía de él.

En la actualidad, la única forma que tenemos de iniciar la fusión de hidrógeno es mediante la fisión nuclear: la llamada bomba de “hidrógeno” utiliza la explosión de una bomba de plutonio para encender (muy brevemente) la fusión incontrolada de los isótopos de hidrógeno deuterio y tritio. No podemos controlar la fusión, aunque se han realizado muchas investigaciones sobre el tema durante los últimos 40 años. El Sol esquiva estos problemas y fusiona el hidrógeno a través de su enorme y abrumadora masa. La presión en su centro comprime el gas allí a catorce veces la densidad del plomo. La temperatura es de 15 millones de K°.

Sin embargo, por extremos que sean esos números, todavía no son lo suficientemente grandes como para iniciar una rápida fusión de hidrógeno. De hecho, ¡son apenas lo suficientemente grandes como para encender cualquier fusión de hidrógeno! Es posible que se pregunte qué quiero decir con “apenas”, dado lo brillante que es el Sol, y quiero decir esto: el Sol ha estado brillando durante 4.500 millones de años,⁵ sin embargo, solo ha quemado el 5% de su combustible de hidrógeno! Si nunca condujo su automóvil, pero solo abrió el tapón de la gasolina durante un segundo cada día para dejar escapar algunos vapores, estaría usando el combustible más rápido que el sol. Es difícil lograr la fusión. Aquí hay algunos números para ilustrar lo que quiero decir:

A) La luminosidad del Sol (potencia total) = 3,86 X 10²³ kilovatios. Con los niveles actuales de consumo mundial, la población mundial tardaría 792.000 años en utilizar la energía producida por el Sol en un segundo. Los astrónomos denotan esta cantidad de energía como L_o, o una luminosidad solar.

B) La energía producida por la fusión nuclear de un kilogramo (dos libras, 3 onzas) de hidrógeno es 177,720,000 kilovatios-hora (!!). Esto representa suficiente electricidad para hacer funcionar un hogar estadounidense promedio durante 3000 años.

C) Dividir la luminosidad solar (A) por el rendimiento energético de un kilogramo de hidrógeno (B) nos dice cuántos kilogramos de hidrógeno deben quemarse cada segundo para alimentar el Sol: 603 mil millones. Para extraer esta cantidad de tonelaje, necesitaría excavar todo el estado de Illinois a una profundidad de 1000 pies por día. Aproximadamente.

D) La masa del Sol es 1,99 X 10³⁰ kilogramos = 332,900 veces la masa de la Tierra. Dividir esto en los 603 mil millones de kilogramos calculados en (C) nos da la fracción del Sol que se quema cada segundo: 3 X 10^-19. Esta es aproximadamente la misma proporción que comparar un centavo con el producto económico bruto de todo el mundo durante los próximos 1000 años. Así vemos cómo el Sol, paradójicamente, logra irradiar tanta energía y, sin embargo, no quema (casi) ningún combustible, en relación con su tamaño. Su inmensa masa traduce incluso los porcentajes nanoscópicos de hidrógeno ardiendo en el equivalente a millones de bombas H explotando por segundo.

Entonces, en resumen, estrellas como el Sol usan la presión de gases sobrecalentados para contener la implacable fuerza de la gravedad. Aún mejor y más divertido (si eres astrónomo), la fuente de calor de los gases es un reactor nuclear natural. Esto significa que las estrellas son mucho más violentas y dinámicas que los planetas, y en la siguiente sección consideraremos algunas de las ramificaciones de esto.

1 – Un año luz es la distancia que recorre la luz en un año. Mucha gente cree que un año luz es una unidad de tiempo, pero no lo es. Es una unidad de distancia. La velocidad de la luz es 186,282 mi/seg, por lo que un año luz es (186,282 mi/seg) x (seg/año) = 5,878 billones de millas. Los astrónomos también utilizan minutos luz (la distancia que recorre la luz en un minuto), horas luz, etc. La distancia entre la Tierra y el Sol es, por tanto, de 93 millones de millas o 8,3 minutos luz, como desee.

2 – Los isótopos son núcleos con el mismo número de protones (son el mismo elemento) pero con diferente número de neutrones. Los isótopos se designan poniendo un número en el nombre del elemento: es decir, carbono-14, donde el 14 significa que el número de protones más neutrones es igual a 14. El hidrógeno es una excepción: el hidrógeno-2 se llama deuterio y el hidrógeno-3 se llama tritio.

Lámina 5

3 – Hay dos fuerzas nucleares, imaginativamente designadas como “fuerte” y “débil” respectivamente, porque la fuerte es aproximadamente mil millones de veces más poderosa que la otra. A diferencia de la gravedad o el electromagnetismo, los rangos de las fuerzas nucleares están muy limitados a las distancias nucleares, pero dentro de los confines de un núcleo, la fuerza fuerte es mucho más poderosa que cualquier otra. La fuerza fuerte es responsable del gran poder de las reacciones nucleares; la fuerza débil es más sutil y es responsable de varios tipos de desintegración radiactiva.

4 – Los quarks son partículas subnucleares que forman, entre otras cosas, el protón y el neutrón. Los quarks están muy felices de intercambiar identidades, como actores que cambian de vestuario, y lo harán en un abrir y cerrar de ojos, a menos que lo prohíba la falta de energía. El caso en cuestión, el protón es la única combinación de quarks que es estable como una partícula libre, por la sencilla razón de que es el más ligero (menos enérgico) quark combinación posible. Dado que los quarks no pueden formar una combinación diferente a menos que se agregue energía, el protón no puede cambiar a menos que esté involucrado en una colisión violenta. Sin embargo, una vez que se inicia la fusión, los quarks pueden cambiar y, por lo tanto, es posible que un protón se convierta repentinamente en neutrón.

Lámina 6

5 – En caso de que se esté preguntando de dónde proviene este número, proviene de la teoría astrofísica, la edad de la Tierra determinada a partir de consideraciones geofísicas y, con mayor precisión, de la datación radiactiva de los meteoritos más antiguos conocidos.