Cocinando dentro de las estrellas para obtener esto:

El origen de los elementos




La finalidad de este post no es otra que intentar explicar la existencia de todos los elementos químicos que tenemos en la naturaleza y también saber de donde provienen, si al final del mismo lo he conseguido me daré por satisfecho.

Lo que viene quizás os resulte muy pesado, bueno, pues simplemente ved estos dos geniales videos:







La búsqueda de las fuentes de energía del Sol y de las restantes estrellas constituye uno de los capítulos más curiosos de la historia de la Astrofísica. Bien entrado el siglo XX se consideraron seriamente hipótesis, como la combustión del carbón o del petróleo junto con otras, como la energía gravitacional. Lord Kelvin propuso una primera explicación de como se crea la energía solar: la contracción gradual de las capas exteriores que produce la compresión del gas interior y cuando un gas se comprime su temperatura aumenta. La contracción gravitacional produce que los gases que constituyen el Sol se hagan lo suficientemente calientes para radiar energía al espacio.

Este proceso llamado la contracción de Kelvin-Helmoltz, sabemos actualmente que ocurre en las primeras fases de la vida de una estrella y la energía gravitacional cedida en la contracción se convierte en energía térmica, haciendo que el gas emita radiación. Sin embargo, este proceso no puede ser la fuente principal de energía del Sol, ya que los cálculos muestran que el Sol debe contraerse tan rápidamente para producir la energía emitida que su tamaño hace 25 millones de años debería haber sido mayor que la órbita de la Tierra, por lo tanto la Tierra no puede existir en su forma actual hace más de ciento de millones de años.

La contracción gravitacional no puede ser la única fuente de energía de las estrellas porque entonces no brillarían durante mucho tiempo, dentro de una escala astronómica, sólo alrededor de 30 millones de años.

universo

La cocina nuclear de cualquier estrella.


El descubrimiento del origen de la energía solar, las reacciones nucleares, tuvo lugar a finales de los años treinta, manteniéndose oculto, como materia clasificada, hasta la conclusión de la segunda guerra mundial. Con él, se explicaba también la síntesis de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, cuyas abundancias actuales están substancialmente determinadas por los procesos nucleares que ocurrieron unos cien segundos después de la explosión primordial (Big-Bang), que dio origen al Universo actual. Todos los demás elementos químicos se formaron a partir de ellos, por medio de reacciones nucleares realizadas, mayoritariamente, en el interior de las estrellas.

En una protoestrella el gas continua calentándose, a partir de la energía generada por la contracción gravitacional, hasta que la temperatura es suficiente para que se inicien las reacciones nucleares en el centro de la estrella, la contracción gravitacional se detiene y la estrella se encuentra situada en la secuencia principal del diagrama H-R.

estrellas

Diagrama H-R.


Ya que el hidrógeno es el elemento más abundante en el Universo se comprende que sea el combustible utilizado en la generación de energía. El proceso básico es que cuatro núcleos de hidrógeno se fusionan para dar un núcleo de helio, similarmente a como los átomos de hidrógeno se combinan para dar helio en una bomba atómica. En este proceso se genera una tremenda cantidad de energía. En el interior de las estrellas tenemos núcleos en lugar de átomos, debido a las altas temperaturas que reinan los átomos han perdido todos sus electrones transformándose en núcleos. Tenemos, pues, en el centro de la estrella electrones (con carga negativa) y núcleos (con cargas positivas) que pueden dar lugar a intensas fuerzas repulsivas.


neutrinos



Estructura atómica



Un átomo está constituido de un pequeño núcleo rodeado de electrones y la mayor parte de la masa está contenida en el núcleo que está a su vez constituido por protones y neutrones de masa similar y 1836 veces más masivos que los electrones. El neutrón no tiene carga y el protón una unidad de carga positiva. Los electrones que rodean al núcleo tienen carga negativa y cuando hay el mismo número de protones que de electrones estas se equilibran y tenemos un átomo neutro, denominado por el número romano I, por ejemplo HI (hidrógeno neutro), HeI (helio neutro), etc. Cuándo un átomo pierde un electrón se queda con una unidad de carga positiva y es ahora un ión, que se denomina por el número romano II, por ejemplo HeII (helio una vez ionizado). Sí el átomo pierde dos electrones, se encuentra dos veces ionizado, en el estado III y así sucesivamente. Sí pierde todos sus electrones orbitales tenemos un núcleo y el número de protones determina la carga del núcleo. Cada elemento químico se define por el número de protones de su núcleo. El elemento que contiene un protón es el hidrógeno, con dos protones se encuentra el helio, con tres el litio, etc.


elementos quimicos



El número de neutrones en un núcleo no es fijo para cada elemento, es siempre entre 1 y 2 veces el número de protones. Las formas diferentes posibles de un mismo elemento, con el mismo número de protones pero distinto número de neutrones, reciben el nombre de isótopos. Por ejemplo, el núcleo del hidrógeno contiene un protón y no tiene neutrones, un isótopo del hidrógeno, llamado deuterio, contiene un protón y un neutrón y el otro isótopo llamado tritio contiene un protón y dos neutrones. La mayoría de los isótopos no tienen nombres específicos y se utilizan subíndices y superíndices para distinguirlos. El número de protones, llamado número atómico, se escribe como subíndice y como superíndice el número total de protones más neutrones, llamado peso atómico, masa atómica o número másico. Por ejemplo 1 H 2 es el deuterio que contiene un protón y de masa atómica un protón más un neutrón, es decir, 2. Similarmente 92 U 238 es un isótopo de uranio que contiene 92 protones y con masa atómica 238, luego el número de neutrones es 238 - 92 = 146. Algunos isótopos no son estables , y después de un cierto tiempo espontáneamente se transforman en otro isótopo o elemento, se dice que tales isótopos son radioactivos.

El origen de los elementos


Mientras que un protón es una partícula estable, esté dentro o fuera de un núcleo, un neutrón es estable sólo cuando forma parte de un núcleo. Sí tenemos muchos neutrones libres (fuera de un núcleo) juntos, después de 12 minutos la mitad de ellos habrán cambiado o desintegrado, en 1 protón, más 1 electrón (más 1 neutrino). Se dice que la vida media de un neutrón libre es de 12 minutos, indicando que es el tiempo medio en que la desintegración ocurre, aunque cualquier neutrón puede desintegrarse en un tiempo más corto o más largo de 12 minutos. Como el neutrón no es un núcleo no le llamamos radioactivo, sino partícula inestable.

universo


En algunas desintegraciones radioactivas se emite una partícula llamada neutrino, es neutra y viaja a la velocidad de la luz (bueno, últimamente esto está en entredicho), como el fotón, por lo tanto no tiene masa en reposo (que tampoco está muy claro), ya que según la teoría de la relatividad de Einstein la masa se aproxima al infinito cuando la velocidad se acerca a la de la luz. Otra propiedad muy importante de los neutrinos es que apenas interaccionan con la materia, es decir, la materia es transparente al paso de los neutrinos. Así cuando se forman neutrinos en el interior de las estrellas por medio de las reacciones nucleares, estos pueden escapar y de esta forma se pueden detectar los neutrinos producidos en el interior del Sol, aunque su propiedad de no interacción con la materia hace difícil el experimento.

estrellas



Reacciones nucleares


Se han propuesto varias cadenas de reacciones nucleares para producir la fusión de cuatro núcleos de hidrógeno en uno de helio. Las importancia de las diferentes cadenas de reacciones depende de la temperatura, así las dominantes en el centro de las estrellas muy calientes, y por ello muy masivas, son diferentes de las que dominan en el núcleo de las estrellas frías y poco masivas.


Protón-protón.



Cuando en el centro de una estrella la temperatura es del orden o inferior a los 15 millones de grados la cadena de reacciones nucleares dominante recibe el nombre de protón-protón, que comporta los siguientes procesos:


neutrinos

El positrón es el beta +



el neutrino, n, escapa y el positrón, e+ (partícula similar a un electrón excepto que tiene carga positiva denominada positrón), se aniquila con un electrón, e+ + e-, produciendo radiación gamma ( de corta longitud de onda). El deuterio formado, H2, reacciona con otro núcleo de hidrógeno dando lugar a un isótopo del helio, He3, que contiene dos protones y un neutrón, cediéndose más energía en forma de rayos gamma,

Finalmente dos isótopos de helio, He3, se fusionan para dar un núcleo normal de helio, He4, más dos núcleos de hidrógeno

Esta última reacción precisa que las anteriores se realicen dos veces, se utilizan seis hidrógenos y se obtiene un helio más dos hidrógenos, luego la transformación neta es que cuatro núcleos de hidrógeno se fusionan en uno de helio.


elementos quimicos



Sin embargo la masa del helio es inferior a la de cuatro hidrógenos, la diferencia de masa se transforma en energía a través del principio de equivalencia masa-energía, enunciado por Einstein


El origen de los elementos



donde c es la velocidad de la luz, 3 x 108 m/s, y m la masa que desaparece en el proceso nuclear




Ciclo del carbono CNO

Para estrellas con interiores más calientes que el solar la cadena dominante recibe el nombre de ciclo del carbono, CNO. Este empieza con la fusión de un núcleo de hidrógeno con uno de carbono, después de varios pasos y con la inserción de tres núcleos más de hidrógeno se obtiene un núcleo de helio mas uno de carbono. El carbono permanece inalterable, se tiene la misma cantidad al principio que al final, pero es necesaria su presencia para que se produzca esta cadena de reacciones.


universo


El resultado neto es, C12 + 4 H1 dando C12 + He4

estrellas


Este ciclo puede empezar también con nitrógeno u oxígeno por ello se denomina el ciclo CNO y el resultado es el mismo que en la cadena protón-protón, cuatro núcleos de hidrógeno se fusionan para dar uno de helio.

neutrinos



Proceso triple alfa

Durante todo el periodo de fusión del hidrógeno la estrella permanece en la secuencia principal y es la etapa más larga de su vida. En la etapa de gigante roja, posterior a la secuencia principal, la temperatura del núcleo alcanza los cien millones de grados, suficientes para que comience la fusión del helio, producido en las reacciones anteriores. En este proceso de fusión, denominado triple alfa ya que tres núcleos de helio (denominados también partículas alfa) se fusionan, se obtiene carbono y oxígeno en aproximadamente la misma proporción.

elementos quimicos


El primer paso produce un núcleo de berilio inestable que rápidamente decae en núcleos de helio sino es inmediatamente golpeado por otra partícula alfa. A la alta temperatura de fusión del helio, del orden de 108 K, pueden ocurrir otros procesos que producen oxígeno, neón y magnesio, así como neutrones

El origen de los elementos



universo





Nucleosíntesis estelar


Los periodos de fusión nuclear alternan con otros de contracción gravitacional, con la finalidad de incrementar la temperatura central, de forma que pueda realizarse la fusión nuclear de elementos cada vez más pesados. Pero ello no ocurrirá en el Sol y en las demás estrellas de pequeña masa, ya que la contracción de éstas no consigue obtener la energía necesaria para que la temperatura alcance los 700 a 900 millones de grados requeridos para la fusión del carbono. El estudio de la formación de los elementos pesados en el interior de las estrellas recibe el nombre de nucleosíntesis estelar.

La fusión del carbono da lugar principalmente a sintetizar el magnesio y en menor proporción otros elementos como el neón, a una temperatura cercana a 600 millones de K se producen las siguientes reacciones nucleares

estrellas


Sí la temperatura se eleva hasta los mil millones de grados, tiene lugar la fusión del oxígeno, en la que se sintetiza elementos tales como el silicio y el fósforo.

neutrinos


Durante la combustión del carbono y del oxígeno, se producen modificaciones de los parámetros estelares, y las estrellas, sin abandonar la fase de gigante o supergigante roja, se desplazan hacia la región izquierda del diagrama H-R.

Cuando aparece en el núcleo de la estrella el silicio-28, surge una competición entre formar elementos más pesados por captura de núcleos de helio y la tendencia de los núcleos pesados a romperse en otros más simples, cuando la temperatura es muy alta. En esta fase la temperatura del núcleo es de 3 x 109 K, y los rayos gamma asociados a esta temperatura tienen energía suficiente para romper los núcleos, este proceso se conoce como fotodesintegración. Los núcleos de silicio-28 se pueden romper en 7 núcleos de helio-4, y un núcleo próximo que no se haya desintegrado puede capturar los núcleos de helio y formar elementos más pesados todavía. Así se puede crear el argon-36, calcio-40, titanio-44, cromio-48, hierro-52 y finalmente niquel-56

elementos quimicos


Ahora surge otra complicación, el niquel-56 es inestable y rápidamente decae en cobalto-56 y este en hierro-56 que es estable. Cualquier núcleo inestable continua desintegrándose hasta que alcánza la estabilidad y el hierro-56 es el más estable de todos los núcleos. Así estos procesos conducen inevitablemente a la fabricación de hierro en el centro de la estrella.

Finalmente este núcleo de hierro de la estrella, al aumentar la temperatura, se desintegrará originando una cadena de procesos que concluirá con la explosión de la estrella en forma de supernova de tipo II, fenómeno que marca el fin de la vida de las estrellas muy masivas.


El origen de los elementos




Síntesis de elementos pesados

¿Cómo se forman los elementos más pesados que el hierro? Los elementos más pesados se forman por captura de neutrones. En el interior de las estrellas muy evolucionadas se dan las condiciones físicas para que ocurran estas capturas. Los neutrones han sido producidos en muchas de las reacciones nucleares que han tenido lugar en la estrella y ahora pueden interaccionar con el hierro y con otros núcleos. Como los neutrones no tienen carga no encuentran ninguna barrera repulsiva para combinarse con núcleos cargados positivamente. Añadiendo neutrones a un núcleo el elemento no cambia, se forma un isótopo más masivo, eventualmente este isótopo se hace inestable y decae radiactivamente para formar un núcleo estable de otro elemento.


Procesos s



Cada captura sucesiva de un neutrón por un núcleo tarda un tiempo del orden de un año, así los núcleos inestables tienen tiempo para desintegrarse antes de capturar otro neutrón. Este proceso lento de captura de neutrones se denomina proceso s (del inglés slow para lento). Este proceso crea el cobre, la plata, el oro y el circonio entre otros.


Procesos r


Los procesos s explican la síntesis de núcleos estables hasta el bismuto-209, el núcleo más pesado no radioactivo conocido, pero no explica la existencia de núcleos más pesados como el torio-232, uranio-238, o plutonio-242. Estos elementos se forman por otro mecanismo, por el proceso denominado proceso r ( donde r indica rápido) que ocurren muy rápidamente durante las explosiones de supernova.

En la explosión de supernova, durante los primeros 15 minutos, el número de neutrones libres aumenta drásticamente, al romperse núcleos pesados por la violencia de la explosión. El flujo de neutrones es tan grande, durante la supernova, que los núcleos inestables pueden capturar muchos neutrones antes de poder desintegrarse. Así los procesos r son los responsables de la creación de los elementos más pesados conocidos. Como el tiempo necesario para sintetizar estos núcleos tan pesados es muy breve, nunca serán muy abundantes. Los elementos más pesados que el hierro son mil millones de veces menos abundantes que el hidrógeno y el helio.

Desde 1950, aproximadamente, los astrónomos saben que el hidrógeno y una mayoría del helio del Universo son primordiales, es decir, que estos elementos se formaron muy al principio después de la gran explosión. Todos los demás elementos son el resultado de la nucleosintesis estelar, se han formado, como acabamos de ver, por reacciones nucleares o captura de neutrones en las estrellas.



universo

Abundancias cósmicas expresadas respecto a la abundancia de hidrógeno.




En la figura de arriba y en la de abajo se dan las abundancias observadas de los distintos elementos e isótopos. Estas abundancias han sido obtenidas mediante estudios espectroscópicos en muchas estrellas, incluida el Sol. La característica más obvia es que los elementos pesados son mucho menos abundantes que los ligeros



estrellas

Abundancias cósmicas de los elementos Elementos Abundancia (%) .


Los cálculos teóricos de las trazas evolutivas predicen que los elementos pesados se crean dentro de las estrellas y los estudios espectroscópicos de las abundancias estelares confirma esta idea. La teoría también predice diferencias en las abundancias de los elementos pesados entre los viejos cúmulos globulares y los jóvenes cúmulos galácticos. Los cúmulos más jóvenes contienen más elementos pesados, ya que estos elementos se han producido con el tiempo, y cada generación de estrellas al morir aumenta la abundancia de métales en las nubes interestelares a partir de las cuales se forma otra nueva generación. Las estrellas formadas recientemente contienen una abundancia de elementos pesados mucho mayor que las estrella que se formaron hace mucho tiempo.




Feliz cumpleaños Mamibitch