El Hierro, muerte definitiva de la estrella.

Una de las diferencias entre el mundo que nos rodea y el amplio cosmos son los plazos de tiempo en los que ocurren los eventos o existen las cosas. En nuestro mundo todo tiene un principio y un final, pero parecería que las estrellas del firmamento están ahí desde antes que todo ocurriese aquí. Sin embargo, todo, también la estrella, tiene un ciclo de vida. En muchos casos, la nucleosisntesis de el hierro es el fenómeno que trae consigo la muerte definitiva de la estrella.

Para entender como muere una estrella hay que conocer cómo nace.

En la inmensidad del espacio hay mucha materia y está en cualquier dirección que observemos. Parte de esta materia está formando las estrellas que vemos, los planetas, la luna, los asteroides y también las nebulosas. Las nebulosas son regiones específicas del espacio formadas por nubes de materia en suspensión. Una de las responsables de la existencia de éstas nubes son las estrellas más masivas que el sol. Estas al final de sus vidas, cuando ya no tienen combustible, explotan en forma de supernovas, liberando al espacio su materia.

En el espacio, la que rige todo es la Ley de la gravitación universal de Isaac Newton. Esta dice que los cuerpos se atraen entre sí por el simple hecho de tener masa y esta interacción aumenta cuanto más cerca están. El universo es mayormente vacío, pero en regiones como las nebulosas, aunque inicialmente la materia está muy separada, esta empieza a interactuar entre sí y se desata un proceso en cadena.

Para ponerlo gráfico imaginemos que dos átomos al azar se atraen hasta chocar y convertirse en un objeto compuesto por dos átomos y masa doble. Esta puede atraer más átomos y conforme aumenta su masa aumentará su fuerza para atraer más átomos (materia en general). En un periodo mínimo de 100 mil años, la masa formada es tan grande que la presión que existe en su núcleo hace que la temperatura aumente hasta desencadenar una reacción nuclear de fusión de sus átomos.

Antes de esto había muchos átomos juntos atrayéndose entre sí. La fusión nuclear es una reacción nuclear que hace que los núcleos de estos átomos se fusionen formando átomos más pesados. Para iniciar las reacciones de fusión nuclear, se deben cumplir los siguientes requisitos:

• Conseguir una temperatura muy elevada para separar los electrones del núcleo y que éste se aproxime a otro venciendo las fuerzas de repulsión electrostáticas. La masa gaseosa compuesta por los electrones libres y los átomos altamente ionizados se denomina plasma.
• Es necesario el confinamiento para mantener el plasma a temperatura elevada durante un mínimo de tiempo.
• Densidad del plasma suficiente para que los núcleos estén cerca unos de otros y puedan generar reacciones de fusión nuclear.
Dadas estas condiciones, podemos decir que una nueva estrella se ha formado y esta fusionado átomos de hidrogeno.

¿Por qué el hidrogeno?

Las estrellas empiezan fusionando hidrogeno porque este es el primer elemento de la tabla periódica, y esto es porque es el más ligero de todos. El hidrógeno tiene un solo protón y ningún neutrón, por lo tanto, tiene menos fuerza electrostática y es más fácil de fusionar.
Por suerte para las estrellas, el hidrógeno es el elemento más abundante del universo. Se supone que supera el 75% de su masa y corresponde a más del 90% en número de átomos.

Desde aquí la estrella ya es tal, apenas ha nacido pero ya transita su «secuencia principal» que dura el 90% de su existencia. Durante esta etapa la estrella genera una cantidad descomunal de energía. Esta energía le será suficiente 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. La estrella, incapaz de producir la energía necesaria para sostener su propio peso colapsa sobre sí misma, mientras su presión y temperatura crecen.

Mientras el Hidrógeno se consume se forma helio, que al ser más pesado que el hidrógeno, se va concentrando en el centro de la estrella. Cuando el centro de ésta alcanza mayor temperatura inicia su fusión el helio, produciendo otros elementos, como el carbono o el oxígeno. Así se van sucediendo distintas reacciones termonucleares donde los productos formados pasan a ser el combustible para la formación de nuevos productos más pesados.

No todas las estrellas mueren igual.

Voy a enfocar mi análisis sobre las estrellas de masa superior a 9 veces la nuestro Sol. Vemos que luego de los procesos de la quema del hidrógeno y helio iniciarán la quema de los «metales». Así 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. Ya ha alcanzado los 2.500 millones de grados y fusiona el silicio con el que luego produce un isótopo del níquel (níquel-56). Este se desintegra rápidamente pues no es estable, decayendo en cobalto-56 y luego este último 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 es la muerte de la estrella?

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, la cual adhiere los neutrones y protones, además, siendo eléctricamente neutros no aportan fuerza eléctrica que debilitaría el núcleo. En cambio, los protones si son los responsables de la fuerza eléctrica que trata de desarmar el núcleo por ser todas cargas de igual polaridad. Aunque la fuerza fuerte y la fuerza eléctrica son muy poderosas, mantienen estable el átomo porque logran un equilibrio “casi” perfecto entre ellas.

Fuerza débil y fuerza fuerte

Este equilibrio es “casi” perfecto porque en realidad, dependiendo de la masa del átomo, existe una sensible diferencia de magnitud entre la fuerza fuerte y la débil. Pero esta diferencia no alcanza a quitar al átomo su estabilidad gracias a su naturaleza cuántica. En efecto, para átomos más ligeros que el hierro tiene ventaja la fuerza nuclear fuerte y a consecuencia de esto se fusionan más fácilmente. Sin embargo, en 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 que existe 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 de energía neta, inviertes mucha en hacerlo reaccionar y de salida obtienes casi nada. Esto por supuesto, apaga el reactor nuclear y sobreviene la muerte definitiva de la estrella.

A partir de este punto, cuando la estrella alcanzó a formar hierro en su núcleo se queda sin combustible, se desencadena su inevitable decaimiento, se torna inestable y no logra mantenerse en una pieza con las reacciones termonucleares que logra realizar. El transcurso de este proceso se refleja en un diagrama conocido como “Iron Peak” (pico de el hierro).

Diagrama "el pico del hierro" que marca la muerte de la 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.

¿Pero por qué se vuelve inestable la estrella y muere?

El motivo de inestabilidad cuando se alcanza a formar el hierro 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, la estabilidad de la estrella llega a su fin, 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.

Estructura de una estrella ántes de su muerte.

Lo más característico de las supernovas es que durante este proceso, 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. Algún tiempo después, de estos restos se formarán 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. Es por eso que el núcleo de estas estrellas super e hipermasivas alcanza tanta densidad que acaba por convertirse en un agujero negro.

Puede obtener mas informacion en el sitio Muerte de una estrella.

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