El Hierro, el final de las estrellas.

Estamos más que familiarizados con el hecho de que todo en esta vida tiene un principio y un final. Claro… cuando decimos de alguna cosa que es eterna seguro queremos decir que va durar muchísimo pero su final va llegar tarde o temprano. Nosotros mismos, no hemos estado siempre aquí ni vamos a estarlo y todos los animales que transitan la tierra un día nacieron y van a morir más o menos a su tiempo según cada especie, la tortuga Adwaita vivió 255 años, la almeja de Islandia entre 405 y 410. Los árboles, algunos llegan a ser casi milenarios, hay un pino longevo apodado Matusalén que tiene 4.845 años, pero aun ellos no van a existir siempre ahí. El que si supera los 5000 años es el carbono-14 que no es un ser vivo, pero ese tiempo se determinó para el periodo de la semidesintegración o semivida de este isótopo radioactivo del carbono. El tiempo es relativo y aunque esto te haga pensar en Einstein lo es aun sin hacer tantos cálculos.

El tiempo más remoto del que podemos hablar es 13,7 mil millones de años y es cuando se formó el universo. En este periodo de tiempo el cielo se ha venido poblando de generaciones de estrellas que nacen y se mantienen en vida unas más tiempo que otras según su especie, pero todas tendrán o han tenido un final. De hecho, muchas estrellas conocidas ya no existen y las vemos aun por que las distancias cósmicas pueden ser tan inimaginablemente grandes que hasta la velocidad de la luz resulta muy limitada. Ejemplo de esto es que, según los científicos, una de las Tres Marías ha muerto hace años, sin embargo, cada noche las vemos ahí.

Uno de los primeros grandes eventos cósmicos fue la Nucleosíntesis del Big Bang o Nucleosíntesis Primordial, ocurrió un minuto después del Big Bang, y se calcula que duró hasta que fue frenada por la expansión y enfriamiento del universo. Por eso no se pudieron formar elementos más pesados que el Litio, incluso, los elementos creados estaban en estado de plasma y no pudieron conformar átomos neutros hasta mucho tiempo después cuando el plasma quark-gluón se enfrió para producir protones y neutrones, tras los cuales se formaron los primeros núcleos atómicos. Mucho después, con mayor disminución de la temperatura, los núcleos atómicos pudieron comenzar a captar electrones y aparecieron los primeros átomos. Acá las condiciones del universo se parecían bastante a las actuales, comenzaron a formarse las nebulosas, que son densas nubes de hidrógeno y helio, luego, por fenómenos de condensación y agregación, estas adquirieron energía gravitacional suficiente para empezar la fusión del hidrógeno y formar helio. Desde aquí podemos decir que la estrella ya es tal, apenas ha nacido, pero ya transcurre la etapa denominada secuencia principal que dura el 90% de su existencia y durante la cual genera una cantidad descomunal de energía, tanta que alcanzará para mantenerla con vida durante millones de años (estrellas más grandes), y miles de millones de años (estrellas más pequeñas).

La secuencia principal llegará a su fin cuando ya no quede hidrógeno para quemar y la estrella, incapaz de producir la energía necesaria para sostener su propio peso, empieza a colapsar sobre sí misma mientras va en aumento su presión y temperatura. Eventualmente, el interior de la estrella se calienta y aquí es cuando el combustible pasa a ser el helio, que al combinarse forma el berilio. Una vez que se acaba el helio se utiliza el berilio, se forma el carbono entre otros elementos, y así sucesivamente, se van sucediendo distintas reacciones termonucleares donde los productos formados pasan a ser el combustible para la formación de nuevos productos.

Si enfocamos nuestro estudio sobre estrellas de masa superior a 9 veces la nuestro Sol, vemos que luego de los procesos de la quema de hidrógeno y helio iniciarán la quema de los metales, que es como se conoce en astronomía a los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. La estrella va atravesando etapas en las que adquiere mayor comprensión y mayor temperatura, lo que le permite iniciar la fusión de elementos cada vez más pesados. Fundamentalmente estas grandes estrellas estarán fusionando Carbono, Oxígeno y Neón.

Aquí la densa y voluminosa estrella va llegado a su final, alcanza los 2.500 millones de grados y fusiona el silicio con el que luego produce un isótopo del níquel (níquel-56), el cual se desintegra rápidamente pues no es estable, decayendo en cobalto-56, que a su vez se descompone en hierro-56, que sí es estable. Solo van a transcurrir unos días hasta que la estrella consuma todo el silicio y forme un núcleo de hierro. Podríamos esperar que la estrella vuelva a comprimirse y calentarse hasta que empiece a fusionar el hierro… pero esto es imposible, el quemado nuclear deja de ser rentable porque elementos como el hierro y los más pesados que el ya no liberan energía, sino que la consumen; La síntesis de hierro es endotérmica y no exotérmica.

¿Y porque con el hierro?

Ahora veamos por qué pasa esto con el hierro, y para eso vamos al interior del núcleo atómico: Un átomo con más de un protón tiene neutrones que unen el núcleo pues añaden fuerza fuerte que adhiere los neutrones y protones, además, siendo eléctricamente neutros no aportan fuerza eléctrica que debilitaría el núcleo. Pero la fuerza eléctrica es la de los protones y trata de desarmar el núcleo por ser todas cargas de igual polaridad. En un átomo estable, estas fuerzas se mantienen en equilibrio casi perfecto. Para átomos más ligeros que el hierro tiene ventaja la fuerza nuclear fuerte, a consecuencia de esto se fusionan más fácilmente, pero los átomos más pesados que el hierro, con su gran cantidad de protones tienden a fisionarse por su repulsión eléctrica.

El fundamento por el cual esto ocurre es que el hierro tiene una gran particularidad, el balance entre la fuerza nuclear fuerte que atrae a los protones y neutrones entre sí, y la repulsión eléctrica que repele a los protones. Es que, en el hierro, estas fuerzas son casi idénticas, por lo que cuesta fisionar y fusionar sus átomos. No es imposible, pero resulta siempre en una pérdida neta de energía, inviertes mucha en hacerlo reaccionar y de salida obtienes casi nada, esto por supuesto, apaga el reactor nuclear, termina siendo mortal para una estrella.

[El pico del hierro marca el final de la vida de las estrellas. Como se ve en el diagrama el rendimiento a cada nueva etapa de fusión disminuye rápidamente. Llegados al hierro ese rendimiento es negativo y las reacciones de fusión se detienen.]

De acuerdo al diagrama conocido como “Iron Peak” (pico de el hierro) una vez que la estrella se queda sin combustible y alcanzó a formar hierro en su núcleo, se desencadena su inevitable decaimiento, se torna inestable y no logra mantenerse en una pieza con las reacciones termonucleares que logra realizar. El motivo de esta inestabilidad es muy sencillo: La condición principal para mantenerse estable una estrella es que la gran fuerza de gravedad que la lleva a contraerse se compense con la energía de las reacciones termonucleares que la empujan a expandirse. Desde luego, una vez que la energía de las reacciones nucleares es insuficiente para compensar la fuerza de la gravedad, terminara la estabilidad de la estrella. Las capas más externas se derrumban sobre sí mismas cayendo hacia el núcleo estelar, provocando lo que se conoce como colapso gravitatorio con lo cual, aumentará enormemente la presión y temperatura de las pesadas capas internas. Elementos superpesados como el uranio se forman durante esta última secuencia donde tienen lugar reacciones de fusión en procesos de absorción de neutrones o protones, pero es tan inestable esta etapa que va durar muy poco tiempo, la extrema presión de degeneración de los electrones hará que la estrella explote como una supernova, dejando como remanente una pequeña y densa estrella de neutrones.

Lo más característico de las supernovas es que durante éstas, todo el material que tenía la estrella acumulado en su densa estructura sale despedido al espacio interestelar esparciendo por el universo todos los elementos químicos que había alcanzado a sintetizar. Esto permite que más tarde, de estos restos se formen planetas con elementos tan variados como el nuestro.

En estrellas mayores que 40 masas solares la historia es muy parecida, terminan como estrellas de neutrones, pero se diferencian en que al final, la atracción gravitacional es aún mayor y la presión de degeneración de los neutrones no es capaz de frenar el colapso. El núcleo de estas estrellas super e hipermasivas alcanza tanta densidad que acaba por convertirse irreversiblemente en un agujero negro.

Francisco ha realizado este blog
Colaborador

Francisco ha realizado este blog