¿Os habéis preguntado alguna vez cómo se ha generado toda la materia prima que conforman los complejos cuerpos celestes como los planetas y, en algunos casos, sus organismos vivos?

Curiosamente, salvo para el hidrógeno y el helio que se formaron con el Universo, las estrellas son las responsables de algo tan fundamental.

Las estrellas son esferas de gas brillantes tan calientes y tan densas que pueden llegar a producir reacciones de fusión termonuclear en su núcleo[1].

En el inicio su vida las estrellas están formadas de hidrógeno (H), el elemento más abundante del universo, y de helio (He), un 78% y un 28%, aproximadamente, y con pequeñas trazas de otros elementos (carbono, C; oxígeno, O, etc.).

Una estrella se forma a partir de una inmensa nube de gas de H muy diluido, de forma irregular. Cuando ese gas empieza a contraerse sobre sí misma, en forma esférica por efecto de la gravedad, su temperatura central aumenta paulatinamente. Así hasta que dicha temperatura es suficiente para producir la reacción nuclear de combustión del H. Esta reacción impide que continúe el colapso pues genera suficiente energía en forma de fotones que calientan el gas circundante, el cual aumenta suficientemente su presión como para estabilizar el colapso gravitatorio (situación conocida como ‘equilibrio hidrostático’).

Cuando la temperatura del núcleo (T-núcleo) supera los 6.000.000 de grados (6×10⁶ K), en el caso del Sol (para otras estrellas puede ser algo inferior o superior), se inicia una cadena de reacciones termonucleares cuyo resultado final es que cuatro protones (el núcleo del H)) se fusionan dando lugar a un átomo de He (de hecho de su núcleo ya que no tiene electrones) y liberando energía. En concreto, dos protones se fusionan y se convierten en un núcleo de deuterio, D, que es el isótopo de masa 2 del H; después ese D se combina con otro protón y forma un núcleo de helio 3, un isótopo del helio normal.. Finalmente, al fusionarse dos núcleos de helio 3 se forma un núcleo de Helio.

La masa del He es inferior a la de cuatro protones y esa diferencia se libera en forma de energía (rayos gamma, positrones y neutrinos, básicamente) y es la responsable del poder energético de las estrellas.  De hecho, los 4 átomos de hidrógeno generan 26 millones de electrovoltios (MeV), que es una cantidad enorme de energía.

Este es uno de los ciclos de transformación de la materia: la cadena protón-protón (ciclo PP) que funciona eficientemente en las estrellas como nuestro Sol o en aquella que son menos masivas que él, pero con más de 0,1 masas solares.

Otro ciclo es el CNO. También aquí 4 protones dan lugar a un núcleo de He, pero lo hacen según una cadena que utiliza las pequeñas cantidades existentes de C y de O en la estrella. El resultado és el mismo que en el caso anterior, pero sólo es eficiente cuando las estrellas tienen una masa superior a 1,5 masas solares

Llega un momento en la evolución de la estrella en el que se agota la reserva central de H (el que se puede quemar por estar a la temperatura adecuada) y en su lugar se ha formado un núcleo de He. En este punto, vuelve a iniciarse el proceso de contracción gravitatoria lo cual implica un aumento de temperatura. En un primer momento, hay una combustión temporal por parte del H que queda lo cual aumenta la temperatura. Cuando ésta pasa los 100.000.000 (100×10⁶ K) y una densidad determinada de 10.000 gramos por centímetro cúbico, entonces se inicia la combustión del He: la estrella entra en la fase de Gigante Roja. Eso sólo ocurre si la estrella tiene una masa mínima de 0,5 masas solares

En esta fase, la estrella produce grandes cantidades de C y O en su centro por la fusión termonuclear del He.

Como podréis deducir, llega el momento en el que esta fase llega a su fin y volvemos a encontrarnos con que el grueso del combustible principal del momento (en este caso el He) se agota prácticamente. Y volvemos a la fase de colapso y calentamiento a partir de las combustiones temporales de H y He, así hasta que el núcleo pueda alcanzar los 600.000.000 grados para iniciar la combustión termonuclear del ¹²C (el superíndice indicia su isótopo)y 1000.000.000  grados para iniciar la del ¹⁶O, cosa que no todas las estrellas consiguen. En esta fase donde las estrellas son Supergigantes Rojas las reacciones termonucleares producen:

-Ne, Na, Mg al reaccionar con el C

-S, P, Mg y Si al reaccionar con el O

-Si al reaccionar entre ellos y con el He

Si la temperatura es mayor que 4000.000.000 grados y la masa es mayor a 8 masas solares entonces los fotones son suficientemente energéticos para inducir reacciones donde los núcleos de He reaccionan con los elementos anteriores (Ne, Na… Si). Esta fase, llamada Fotodesintegración (y que hace entrar a la estrella en fase de Pre-Supernova), es la responsable de la formación de elementos más masivos hasta el Fe.

Hasta aquí ya se han generado una gran cantidad de elementos[2]:

Después de llegar al Fe la estrella se queda sin combustible pues el Fe tiene una gran estabilidad nuclear (tiene la menor energía nuclear de enlace por partícula nuclear, después del helio) que impide que su fusión produzca energía (más bien, de darse, absorbe energía de su entrono).

Así, en este punto, el núcleo de la estrella vuelve a colapsarse hasta producirse una Supernova:

Dado que el Fe no sufre reacciones de fusión nuclear, el núcleo de la estrella se hace inestable y no genera calor. La presión del gas disminuye y el material que rodea al núcleo se desploma de repente. En un segundo, el núcleo colapsa y forma una estrella de neutrones. Al rebotar el material en la estrella de neutrones se genera una onda de choque que calienta todo el material estelar que está fuera del núcleo. Los neutrinos que manan del colapso de la región central empujan la onda de choque hacia fuera de manera irregular. Por último, la onda de choque barre la estrella entera y la hace explotar violentamente, formándose en su centro una estrella de alta densidad, una estrella de neutrones (de unos 20 km de diámetro que puede contener varias masas solares) o un agujero negro.

En la explosión de una supernova se producen todos los tipos de elementos más pesados que el Fe (y muchos de sus isótopos) gracias al tremendo flujo de protones y neutrones (10²² partículas/(cm² s)) que interactúan con los núcleos de los elementos que encuentran por el camino (de la parte externa de la estrella que ha explotado):

Para acabar, algunas matizaciones:

– Este último proceso de generación de nuevos elementos se conoce como Nucleosíntesis dinámica y también se aplica al fenómeno del Big Bang.

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[2] Decir como curiosidad que los procesos de fusión termonuclear predicen que los elementos con un número par de protones y neutrones (o nucleones) son más abundantes que los que tienen un número impar de nucleones (por una cuestión de estabilidad nuclear).