E8 Reacciones Nucleares y Fusion Estelar

Tópico

El protagonista de este modelo es la fusión de hidrógeno que ocurre en el interior de la estrella, la reacción nuclear que la sostiene mientras se encuentra en la secuencia principal.

La energía que libera cada una de esas reacciones nucleares es el defecto de masa entre los reactivos y los productos, convertido directamente en energía: en la cadena protón-protón, el proceso dominante en el interior del Sol, cuatro protones se fusionan hasta formar un único núcleo de helio, liberando una cantidad de energía fija, aunque parte de esa energía escapa sin depositarse en la estrella, en forma de neutrinos.

La tasa a la que ocurre esa misma fusión depende del producto entre la sección eficaz de la reacción y la probabilidad cuántica de atravesar la barrera de repulsión eléctrica que separa a los núcleos. Existe una ventana de energía concreta, la ventana de Gamow, en la que ese producto se maximiza, y hace que sea precisamente en esa ventana estrecha, y no en la energía térmica más probable del interior estelar, donde ocurre efectivamente la inmensa mayoría de las fusiones.

La eficiencia con la que esa fusión de hidrógeno en helio convierte masa en energía es, en cualquier caso, una fracción pequeña y fija. El ciclo del carbono, el nitrógeno y el oxígeno domina, en cambio, la fusión en las estrellas de más de una masa y media solar, precisamente porque su tasa depende de la temperatura de un modo mucho más pronunciado que la cadena protón-protón: un pequeño aumento de la temperatura central de la estrella hace que ese ciclo dispare de forma desproporcionada su propia producción de energía.

La vida de una estrella en la secuencia principal decrece, a su vez, con mucha fuerza a medida que crece su masa: que la masa de una estrella aumente hace que su tiempo de permanencia en la secuencia principal se reduzca con una fuerza desproporcionada a ese mismo aumento. Así, desde la fusión de hidrógeno en el interior de la estrella con la que arranca este documento hasta esa vida decreciente en la secuencia principal con la que termina, pasando por la cadena protón-protón, la ventana de Gamow y el ciclo del carbono, el nitrógeno y el oxígeno, las reacciones nucleares hacen que la masa de una misma estrella determine, a la vez, cómo se fusiona su hidrógeno y cuánto tiempo le queda de vida en la secuencia principal.

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