Cuando acabe la Supernova

Toda esa suciedad

En el segundo párrafo de la descripción del nacimiento del Sol, señalé que toda la "suciedad" del Universo procede de algún lugar distinto del Big Bang. Ahora hemos visto qué parte de ese lugar es: las estrellas pueden forjar elementos más allá del helio a través de la fusión nuclear, y luego esparcirlos por el espacio a través de la emisión de una nebulosa planetaria o en una explosión de supernova. Pero como se indica en la Tabla I de la página sobre estrellas masivas, la fusión directa nunca puede producir ningún elemento más allá del hierro, ¡a pesar de que hay más de 60 elementos más allá del hierro! De hecho, la fusión directa sólo produce una docena de elementos: carbono, nitrógeno, oxígeno, neón, magnesio, silicio, azufre, argón, calcio, titanio, cromo y hierro. Estos elementos constituyen fácilmente la mayor parte de la masa de la Tierra (más del 96%), pero los demás elementos deben proceder de alguna parte. ¿De dónde?

La respuesta corta es la captura de neutrones. El obstáculo más abrumador para la fusión nuclear es la repulsión electrostática entre los núcleos. Es notoriamente difícil fusionar incluso hidrógeno con hidrógeno, y el hidrógeno sólo tiene una carga positiva. Los neutrones, sin embargo, no tienen ninguna carga eléctrica. Pueden acercarse a un núcleo tan despacio como quieran y aun así entrar en contacto con él. No es casualidad que la figura 2 de la página del nacimiento solar muestre una "bala" de neutrones dirigiéndose hacia el átomo de uranio. El uranio tiene 92 protones, por lo que si se intentara iniciar la fisión del uranio con un protón, la fuerza de repulsión sería 92 veces mayor que la de la fusión del hidrógeno. Esto es incluso mayor que la fuerza que se opone a la fusión carbono-carbono. La fusión de hidrógeno nunca se produciría.

Pero los neutrones libres pueden acercarse incluso a los núcleos más pesados, y una vez que entran en contacto, es esencialmente un hecho que se "fusionarán" con él. (Los físicos que trabajan prefieren el término "captura de neutrones" a "fusión de neutrones", pero yo me voy a quedar con "fusión", ya que creo que es un poco más exacto). He puesto la palabra "fusión" entre comillas porque no quiero dar a entender que los resultados de la "fusión" de neutrones sean especialmente permanentes. De hecho, la mayoría de las veces el producto final de la "fusión" de neutrones es un núcleo muy inestable que decae rápidamente en otra cosa en cuestión de microsegundos, si no de femtosegundos.

Curiosamente, sin embargo, es raro que el núcleo inestable se deshaga del neutrón extra y vuelva a ser lo que era antes de la fusión. (Con la notable y crítica excepción del helio, que lo hace constantemente). Más a menudo, el núcleo emite alguna otra partícula y se transmuta en un elemento diferente. Los detalles de la desintegración radiactiva están un poco fuera del tema aquí,1 así que simplemente resumiré y diré: 1) es fácil añadir neutrones a los núcleos, 2) hacerlo hace que los núcleos sean más masivos, y 3) si los núcleos resultantes son inestables, pueden decaer en elementos más pesados de lo que eran antes.

Así, la fusión de neutrones produce elementos pesados a partir de otros ligeros. Al absorber repetidamente un neutrón tras otro, los núcleos ligeros pueden construirse para formar cualquier elemento pesado. Si tal vez se pregunta por qué la fusión de neutrones no ha convertido la Tierra entera en una bola de plutonio si es tan fácil, la respuesta es engañosamente sencilla: no puede haber fusión de neutrones sin neutrones.

Los neutrones libres, a efectos prácticos, no existen. Sí, es cierto que los núcleos atómicos no están formados más que por protones y neutrones en números aproximadamente iguales, lo que significa que hay unos 1023 neutrones en un panecillo de cebolla. Son muchos, pero ninguno de ellos es un neutrón libre. Sorprendentemente, los neutrones libres son inestables. Un neutrón flotando por sí solo se desintegrará, al cabo de unos diez minutos, en un protón, un electrón y un neutrino. En circunstancias normales, los neutrones sólo son estables cuando están unidos a protones dentro de un núcleo. (La estupenda gravedad que mantiene unida una estrella de neutrones no se puede considerar una circunstancia normal).

El Universo sería un lugar muy diferente si los neutrones libres fueran estables (imaginemos la Tierra como un pequeño planeta de neutrones, de unos doscientos metros de diámetro), pero, afortunadamente, no lo son. Si quieres encontrar neutrones libres, tienes que ir a donde se están creando: un reactor nuclear. Como se muestra en la Figura 2, la escisión caótica de la fisión nuclear esparce neutrones en todas direcciones. (Los neutrones libres son, de hecho, la radiación más peligrosa emitida por los reactores).

Lo que nos lleva de nuevo a las estrellas. Por su propia naturaleza, las estrellas no son más que reactores nucleares sobredimensionados y extremadamente antiguos, lo que significa que generan neutrones libres. Sin embargo, como el lugar donde se producen la mayoría de las reacciones nucleares (el núcleo) suele acabar colapsando en una enana blanca o una estrella de neutrones, tenemos que profundizar un poco más para ver cómo llegan los elementos pesados al medio interestelar.

Algunos de los pequeños detalles no están claros, pero creemos que los elementos generados por síntesis de fusión de neutrones se producen a través de dos procesos, conocidos como proceso lento y rápido, respectivamente. "Lento", como se utiliza aquí, significa que los núcleos se fusionan con un solo neutrón cada vez. Los núcleos radiactivos formados de esta manera tienen tiempo suficiente para decaer de forma natural antes de que llegue el siguiente neutrón. El proceso lento se produce en las atmósferas extendidas de las estrellas gigantes rojas, y los elementos creados allí acaban dispersándose por el espacio cuando la gigante roja entra en su fase de nebulosa planetaria. Se cree que el proceso lento se conoce bastante bien porque las propiedades de los elementos radiactivos que se desintegran de forma natural pueden estudiarse en el laboratorio y compararse con las observaciones.

En el proceso rápido, el núcleo es bombardeado por neutrones con tal furia que no tiene tiempo de desintegrarse como lo haría normalmente. En su lugar, "acumula" múltiples neutrones y forma extraños núcleos superpesados que no se conocen bien, ya que no podemos crearlos fácilmente en la Tierra. El proceso rápido se produce durante las primeras horas de la explosión de una supernova, cuando hay tal cantidad de neutrones libres y tanta energía disponible que pueden crearse incluso los elementos más pesados. Nuestro conocimiento del proceso rápido procede de cálculos y de observaciones de los productos radiactivos desprendidos por las supernovas.

Los procesos lentos y rápidos no crean el mismo conjunto de elementos. Los elementos conocidos producidos casi exclusivamente por el proceso lento son el flúor, el sodio, el aluminio, el fósforo, el cloro, el bromo, el estroncio, el circonio, el niobio, el molibdeno, el estaño, el bario y el plomo. Los elementos conocidos que se producen casi exclusivamente por el proceso rápido son el potasio, el manganeso, el cobalto, el cobre, el zinc, el galio, el germanio, el arsénico, el selenio, la plata, el yodo, el cesio, el iridio, el platino, el oro, el torio y el uranio. El níquel, el paladio, el cadmio, el wolframio, el mercurio y el bismuto son elementos que se producen en cierta medida mediante ambos procesos. Sabemos de dónde procede cada conjunto de elementos porque podemos verlos en los espectros de las estrellas rojas supergigantes y en los restos nebulares de las explosiones de supernovas. Puede que no estemos seguros de los detalles precisos, pero la imagen general es más o menos correcta.

Esta imagen de elementos que se construyen mediante procesos diferentes explica por qué los elementos más allá del hierro (plata, mercurio, uranio, etc.) son muy escasos en comparación con elementos más ligeros como el oxígeno, el silicio, etc. Consideremos la cantidad de oro que hay en la Tierra -el oro sólo se crea por el proceso de neutrones rápidos- en comparación con la cantidad de dióxido de silicio (arena) que hay en la Tierra. La forma bastante tardía en que se sintetiza el oro es exactamente la razón. Para fabricar un átomo de oro a partir de un átomo de hierro (por ejemplo), el hierro debe ser golpeado por un mínimo de 141 neutrones, y debe ser golpeado con fuerza porque incluso una diezmilésima de segundo de retraso entre los golpes podría ser suficiente para que el núcleo extremadamente inestable se deshiciera y rompiera la cadena que lleva del hierro al oro. Incluso en la terrible furia de una supernova, no muchos átomos de hierro se convertirán en oro.

En comparación, el silicio y el oxígeno se generan en grandes cantidades en estrellas pesadas que fusionan enormes capas de gas en su interior, y luego se lanzan al espacio en masa. Por cada onza de oro que hay en la Tierra, hay sesenta toneladas de arena. Los elementos más allá del hierro son raros, y los elementos mucho más allá del hierro son casi increíblemente raros. (Véase la Lámina 1 para más detalles sobre qué elementos son los más raros y los más comunes en la Tierra).

Lámina 1

Ya he señalado que el Sol está formado en su mayor parte por hidrógeno, helio y aproximadamente un 1% de "suciedad" (en masa). En la tabla siguiente se dan algunas cifras sobre los elementos "comunes" más allá del hierro. La abundancia indica qué porcentaje de la masa del Sol, sin incluir el hidrógeno y el helio, está constituido por cada elemento. Es decir, los elementos sólo se comparan con el resto de la "suciedad" del Sol (carbono, nitrógeno, etc.) y no con la masa total del Sol. Las abundancias se expresan en millonésimas de porcentaje.

Tabla II

Abundancia en masa de determinados elementos en el Sol

Por muy comunes que nos parezcan metales como el estaño o el plomo, en realidad son muy raros en términos cósmicos. Todos los elementos enumerados en la Tabla II juntos constituyen sólo el 0,00035% de la "suciedad" del Universo, y la "suciedad", a su vez, constituye apenas el 1% de la materia visible del Universo.

El final

Este ensayo abarca la inmensa mayoría de las estrellas que han evolucionado fuera de la secuencia principal. Sin embargo, la mayoría de las estrellas aún no han evolucionado fuera de la secuencia principal y no lo harán hasta dentro de muchos miles de millones de años. Me refiero a las extremadamente numerosas estrellas pequeñas (masa < 50% solar) que tienen vidas más largas que la edad actual del Universo. Estas estrellas, incluso cuando evolucionen, no lo harán mucho porque son demasiado pequeñas para iniciar la combustión del helio. Entrarán gradualmente en una fase de "gigante roja" y llegarán a ser quizás unas cuantas veces más brillantes que el Sol actual, y después se desvanecerán hasta convertirse en enanas blancas. Ni siquiera emitirán nebulosas planetarias porque sus núcleos nunca estarán lo suficientemente calientes.

Curiosamente, los cálculos teóricos indican que las estrellas más pequeñas (por debajo del 16% de la masa solar) evolucionarán de forma diferente a sus hermanas mayores, aparte de que tardarán seis billones de años en hacerlo. La razón es la física de la convección. A los líquidos y los gases no les "gusta" convectar o circular exactamente por la misma razón por la que una pelota de croquet sólo puede rodar hasta cierto punto sobre el césped: la fricción. A menos que haya una fuente de calor que mantenga el líquido en circulación, éste disipará rápidamente su energía y se inmovilizará.

En tu cocina, los líquidos calientes permanecerán inmóviles mientras el calor que fluye hacia ellos pueda transferirse al ambiente por conducción. Calentar suavemente un poco de agua, de por sí, no hace que el agua se mueva. Sin embargo, el agua es un conductor de calor bastante pobre, por lo que es fácil calentarla hasta el punto en que el calor sólo puede escapar si el agua actúa como una "cinta transportadora de calor" y circula para transferir la energía al aire. En ese momento, y sólo en ese momento, el agua empezará a moverse.

En el Sol, las temperaturas son tan altas que están muy, muy por encima del punto necesario para crear circulación. Así, las capas exteriores del Sol hierven furiosamente, con enormes células de gas caliente que suben y bajan y crean muchos tipos fascinantes de clima solar. Sin embargo, en los dos tercios interiores del Sol, los gases están completamente inmóviles, a pesar de estar mucho más calientes. La razón de esta aparente paradoja es que en estos entornos funciona un mecanismo nuevo y diferente de transferencia de calor: la radiación. Al hablar del diagrama de Hertzsprung-Russell, observé que la energía radiada por un objeto aumenta con T4. Sorprendentemente, esto es cierto tanto si hablamos de la energía radiada dentro como fuera del objeto.

Así, a medida que pasamos de la temperatura de ~6000 K° en la superficie del Sol a la temperatura de ~15.000.000 K° en el núcleo del Sol, la eficiencia de la radiación de calor aumenta en 20004 = ¡10 billones de veces! En el interior del Sol, la energía térmica se desplaza por la intensidad de los rayos X, la luz ultravioleta, la luz visible, etc., que atraviesan los gases de hidrógeno y helio. No hay acumulación de calor que haga circular los gases y, por tanto, no lo hacen.

La profundidad dentro de una estrella en la que se pasa de la circulación a la radiación para la transferencia de calor depende de la estrella, por supuesto. Cuanto más caliente sea una estrella, más cerca de la superficie estará el límite. Las estrellas extremadamente calientes con superficies blanco-azuladas tienen límites tan poco profundos que prácticamente no experimentan circulación alguna. Este hecho puede dar lugar en ocasiones a espectros extraños para las estrellas blanco-azuladas, ya que sus superficies son tan tranquilas que a veces los elementos "flotan" hasta la superficie y permanecen allí, como trozos de arenilla en un estanque estancado, y dan así a la estrella la apariencia de poseer 10.000 millones de veces más plata o mercurio que el Sol.

Las estrellas más pequeñas y frías tienen mayores zonas de circulación en su superficie y núcleos radiativos más pequeños, lo que nos lleva a las diminutas chispas rojas del final de la secuencia principal. Los cálculos indican que las estrellas muy pequeñas, por debajo del 16% de la masa solar, son tan frías que carecen por completo de núcleo radiativo. Los gases de estas tenues ascuas circulan hasta el mismo centro de la estrella. Por lo tanto, nunca experimentarán el tipo de acumulación de núcleo de helio que experimentan el Sol y la mayoría de las demás estrellas. En su lugar, a medida que queman hidrógeno y lo convierten en helio, unas suaves corrientes de circulación atraviesan el núcleo y se llevan el helio "residual", mezclándolo con el resto de la estrella.

A medida que estas pequeñas estrellas envejecen, toda la estrella, y no sólo el núcleo, se enriquece en helio. Por lo tanto, toda la estrella, y no sólo el núcleo, se volverá lentamente más densa y se contraerá. La estrella siempre tendrá una composición homogénea. En comparación con el Sol, se puede decir que estas pequeñas estrellas actúan como si estuvieran formadas por un gran "núcleo" sin capas externas.

Su producción de energía aumentará a medida que se vuelvan más densas y, puesto que también son cada vez más pequeñas (es decir, tienen menos superficie desde la que irradiar el calor), sólo pueden calentarse más con la edad, a diferencia de las estrellas más grandes. Los cálculos indican que, al final de sus vidas, en la fase que correspondería a la de gigante roja del Sol, si estos pequeñines pudieran convertirse en gigantes rojas, tendrán en cambio una temperatura superficial al rojo vivo de unos 6000 °K. Su luminosidad habrá aumentado posiblemente hasta el 1% de la solar. (Suena pequeño, pero es grande comparado con 10-4 solar.) Y entonces, después de billones de años de vida, su hidrógeno se consumirá, y se enfriarán gradualmente, y eso será todo.

No hay casi nada en nuestro Universo actual que se parezca a tales objetos. En la actualidad, las estrellas blancas calientes sólo existen en dos tamaños: las enanas blancas, que son muy pequeñas, y las estrellas blancas azules, que son muy grandes. Las estrellas blancas intermedias, del tamaño de Júpiter, no existen. (Sin embargo, hay estrellas llamadas "enanas de helio" que están cerca. Son los núcleos desnudos de helio de estrellas a las que las interacciones binarias han despojado de sus capas exteriores). Pero llegará el día en que la Vía Láctea contenga decenas de miles de millones de Júpiteres de calor blanco y, en esa época, serán las estrellas "gigantes" porque ellas (y una multitud de enanas de color amarillo anaranjado aún más tenues que aún no se han convertido en "gigantes") serán las únicas estrellas.

Nota:

1 - Si quieres leer más, consulta el resumen sobre radiactividad en mi página web Idea Of Physics.

Original article: https://faculty.wcas.northwestern.edu/infocom/The%20Website/dirt.html