Nucleosíntesis estelar
Este proceso forma parte de la evolución estelar y su cese al acabarse el combustible que desencadena las reacciones nucleares, deriva en el colapso gravitatorio de la estrella.
Estos procesos empezaron a entenderse a principios del siglo XX, cuando quedó claro que solo las reacciones nucleares podrían explicar la gran longevidad de la fuente de calor y luz del Sol.
[6][7][8] Este fue un primer paso hacia la teoría de nucleosíntesis estelar.
En 1928, George Gamow dedujo el llamado factor de Gamow, una fórmula mecánico-cuántica que da la probabilidad de encontrar a una temperatura determinada dos núcleos suficientemente próximos como para que puedan saltarse la barrera coulombiana y aproximarse tanto el uno al otro que pudiera efectuarse una reacción nuclear debido a la fuerza nuclear fuerte, la cual solo es efectiva a cortas distancias.
En 1939, en un artículo titulado "Energy Production in Stars" ( "Producción de energía en las estrellas" ) , el estadounidense Hans Bethe analizó las diferentes posibilidades para que se diera la fusión del hidrógeno a helio.
El segundo proceso fue el ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno, también conocido como ciclo CNO, el cual fue también hallado independiente y simultáneamente por el alemán Carl Friedrich von Weizsäcker en 1938, este ciclo de reacciones es más importante en las estrellas masivas de la secuencia principal[11] y es igualmente equivalente a la fusión de cuatro protones para formar un núcleo de helio-4.
[3][12] Más tarde, fueron añadidos importantes detalles a la teoría de Bethe.
[15][16] Clayton también descubrió la cronología radiogénica[17] para determinar la edad de los elementos.
Existen principalmente dos procesos por los que se lleva a cabo la fusión del hidrógeno: cadena protón-protón y el ciclo de carbón-nitrógeno-oxígeno (ciclo CNO).
[19] El ciclo CNO, en cambio, es muy sensible ante variaciones de temperatura.
Esta temperatura se alcanza para estrellas 1.3 veces más masivas que el Sol.
[22] Las estrellas de la secuencia principal acumulan el helio en sus núcleos debido a la fusión de hidrógeno, pero el núcleo no se encuentra lo suficientemente caliente como para proceder a su fusión.
La fusión del helio comienza a medida que la estrella abandona la rama de gigantes rojas, tras acumular el suficiente helio en su núcleo como para quemarlo.
Por otra parte, las estrellas más masivas fusionan helio en sus núcleos sin un flash de éste, y realizan en cambio un bucle azul antes de alcanzar la rama asintótica gigante.
[29] Estas estrellas fusionan helio hasta que el núcleo queda reducido a carbono y oxígeno prácticamente.
La mayor parte de las estrellas masivas se convierten en supergigantes cuando abandonan la secuencia principal y comienzan a fusionar helio rápidamente según se van convirtiendo en supergigantes rojas.
[18][21] Independientemente del caso, el helio se fusiona en carbono por la vía del proceso triple-alfa, es decir, tres núcleos de helio se transforman en carbono vía 8Be.
[30] Esto puede posteriormente producir oxígeno, neón y elementos más pesados vía proceso alfa.
Tal y como ocurría en la transformación a supergigante roja, ahora la presión ejercida por esas nuevas capas hará que la cubierta externa de la estrella se expanda otra vez.
Por lo que respecta a los demás ciclos aquí los datos son todavía más inciertos aunque se puede afirmar que una estrella de más de 12 veces la masa del Sol debería pasar por todas las fases de combustión posible hasta llegar al hierro.
Las reacciones más probables son las que salen recuadradas en el diagrama.
Estas reabsorciones apenas si tienen efectos energéticos significativos pero en cuanto a la nucleosíntesis sí lo son ya que harán que el sodio no esté presente entre los elementos residuales de la combustión del carbono.
Finalizada la etapa del neón el núcleo de la estrella se vuelve a calentar y contraer hasta 1,5 a 2·109 K y 107 g/cm³ temperatura y densidad a partir de las cuales se alcanza la ignición del oxígeno.
Las tres reacciones más probables son las que están recuadradas.
Una parte del silicio-28 recibe el impacto de fotones ultraenergéticos que lo rompen en otros isótopos como silicio-27 o magnesio-24.
En el proceso se reemiten gran cantidad de protones, neutrones y alfas que enseguida son recapturados cada vez por átomos más pesados en una aproximación asintótica hacia el pico del hierro.
Asimismo, el silicio también alcanza temperaturas de fusión que lo llevan a formar níquel-56 que posteriormente se degrada hasta el hierro-56, elemento final a partir del cual la fusión nuclear deja de ser una reacción rentable y exotérmica, alcanzándose finalmente el equilibrio estadístico nuclear (Fe56+Ni56).
Llegados a este punto la ya muy convulsa estrella no podrá sostenerse más por sí misma.
y para bajas energías con el factor de Gamow, podemos considerar la integral sólo en torno al pico, el conocido como pico de Gamow:[32]
son típicamente de 10−3 – 103 keV·b, pero están amortiguados por un factor enorme cuando se tiene en cuenta un decaimiento beta, debido a la relación entre la semivida del estado ligado intermediario y la semivida del decaimiento beta, como en la cadena de reacción protón-protón.
