lang=es|miniaturadeimagen|327x327px|Energía relativa liberada (ε) en escala logarítmica en los procesos de fusión protón-protón (PP), CNO y triple-α para diferentes temperaturas (T). La línea negra muestra la generación de energía en procesos combinados PP y CNO en las estrellas. Para la temperatura del núcleo solar, el proceso más eficiente es el PP. La nucleosíntesis estelar es el conjunto de reacciones nucleares que tienen lugar en las estrellas y que son responsables de la creación de elementos químicos, algunos de ellos desde sus orígenes durante el Big Bang: como el hidrógeno, el helio y el litio. 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. Para más información sobre otros procesos de síntesis de elementos ver nucleosíntesis.
La nucleosíntesis estelar, como teoría predictiva que es, reproduce de manera precisa la abundancia relativa observada de los elementos, así como su variación con el tiempo y la abundancia de ciertos isótopos frente a otros. La teoría fue inicialmente propuesta por Fred Hoyle en 1946, quien posteriormente la redefinió en 1954. Hoyle también lideró un grupo de astrónomos experimentales y teóricos compuesto por él mismo, Margaret y Geoffrey Burbidge y William Alfred Fowler, quienes escribieron en 1957 el famoso artículo (conocido así por las iniciales de sus cuatro autores), en el cual se añadían a la nucleosíntesis procesos relacionados con la captura de neutrones. Este artículo se convirtió en uno de los más citados a lo largo de la historia de la astrofísica.
Estos procesos empezaron a entenderse a principios del , cuando quedó claro que solo las reacciones nucleares podrían explicar la gran longevidad de la fuente de calor y luz del Sol. Aproximadamente el 90% de la energía producida por las estrellas vendrá de las reacciones de fusión del hidrógeno para convertirlo en helio. Más del 6% de la energía generada vendrá de la fusión del helio en carbono. Mientras que el resto de fases de combustión apenas contribuirán de forma apreciable a la energía emitida por la estrella a lo largo de toda su vida.
Historia
En 1920, Arthur Eddington, basándose en las precisas mediciones de los átomos realizadas por F.W Aston, y en las sugerencias preliminares de Jean Perris, fue el primero en sugerir que las estrellas obtenían su energía a partir de la fusión nuclear del hidrógeno en helio, añadiendo la posibilidad de que elementos más pesados fueran a su vez creados en las estrellas. 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. El factor de Gamow fue usado en esa década por el astrónomo inglés Atkinson y el físico austríaco Houtermans y más tarde por el propio Gamow y por Teller para calcular el ritmo con el que las reacciones nucleares se producían a las altas temperaturas existentes en los interiores estelares.
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. Seleccionó dos procesos que creyó debían ser la principal fuente de energía de las estrellas. El primero de ellos fueron las cadenas protón-protón, que son las reacciones dominantes en estrellas pequeñas con masas no mucho más grandes que la del Sol. 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 y es igualmente equivalente a la fusión de cuatro protones para formar un núcleo de helio-4. Sin embargo, en ninguno de los dos papers se menciona la formación de núcleos más pesados. Esta teoría vino de la mano de Fred Hoyle en 1946, quien argumentó que una concentración de núcleos muy calientes podrían conformarse termodinámicamente como un núcleo de hierro. Su trabajo continuó, y en 1954 publicó un paper describiendo como en etapas avanzadas de fusión en el interior de estrellas masivas podrían sintetizarse elementos desde el carbón hasta el hierro.
Más tarde, fueron añadidos importantes detalles a la teoría de Bethe. Por ejemplo, supuso un importante avance la publicación de un relevante artículo en 1957 por Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, Fowler y Hoyle, comúnmente conocido como , el cual se convirtió en uno de los más citados en toda la historia de la astrofísica. Este trabajo posterior recogió y refinó las investigaciones anteriores en un marco coherente que dio explicación a las diferentes abundancias de los elementos y aportó luz a los procesos de creación de núcleos más pesados que el hierro mediante el método de captura de neutrones.
Otras mejoras significativas llegaron de la mano de Alastair G. W. Cameron y Donald D. Clayton. Basándose en los avances de su predecesores, en 1957 Cameron introdujo los ordenadores para los cálculos dependientes del tiempo en la evolución de sistemas nucleares. Por otra parte, Clayton calculó los primeros modelos dependientes del tiempo en un proceso s en 1961 y en un proceso r en 1965, así como la quema de silicio para la formación del núcleo de partículas alfa y en el grupo del hierro en 1968. Clayton también descubrió la cronología radiogénica para determinar la edad de los elementos.
Reacciones importantes miniaturadeimagen|566x566px|Versión de la tabla periódica en la cual se indica el origen -incluyendo la nucleosíntesis estelar- de los elementos. Las reacciones más importantes en la nucleosíntesis estelar son: Fusión del hidrógeno: La cadena protón-protón. El ciclo CNO. Fusión del deuterio. Fusión del helio: El proceso triple alfa. El proceso alfa. Quema de metales: Proceso de combustión del carbono. Proceso de combustión del oxígeno. Proceso de combustión del neón. Proceso de combustión del silicio. Producción de elementos más pesados que el hierro: Captura de neutrones: El proceso s. El proceso r. Captura de protones: proceso rp. proceso p. Fotodesintegración. miniaturadeimagen|385x385px|Cadena protón-protón miniaturadeimagen|269x269px|ciclo CNO, el núcleo de Helio se libera en el paso de arriba a la izquierda
Fusión del hidrógeno
La fusión del hidrógeno (fusión nuclear de 4 protones para formar un núcleo de helio-4 ) es el proceso que domina la generación de energía en los núcleos de las estrellas de la secuencia principal. También se conoce como “quema de hidrógeno”, lo cual no debe confundirse con la reacción química de combustión de hidrógeno en presencia de oxígeno. 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). El 90% de las estrellas, a excepción de las enanas blancas, experimentan estos dos procesos para la fusión del hidrógeno.
En los núcleos de estrellas menos masivas de la secuencia principal, como el Sol, la producción de energía se lleva a cabo principalmente mediante la reacción de cadena protón-protón. En ella se genera un núcleo de helio-4 a través de una secuencia de reacciones que comienzan con la fusión de dos protones, dando lugar a un núcleo de deuterio (conformado por un protón y un neutrón) y liberando en dicho proceso un positrón y un neutrino. A lo largo del ciclo completo de la cadena protón-protón se generan en torno a 26.2 MeV. La cadena protón-protón es relativamente insensible a variaciones de temperatura en el rango de temperaturas de 10^7 K. Una variación de un 10% en la temperatura produce un cambio en la producción de energía de un 46%, aproximadamente. Para estrellas con una masa superior al 35% de la masa solar, el flujo de energía hacia el exterior es suficientemente bajo como para que la energía transferida por radiación domine sobre la energía transferida por convección. Como resultado, la mezcla de hidrógenos frescos que entran al núcleo o de productos de la fusión que se expulsan hacia el exterior es muy baja.
En estrellas más masivas, el proceso dominante de la producción de energía es el ciclo CNO, un ciclo catalítico en el cual se utilizan núcleos de carbono, nitrógeno y oxígeno como intermediarios en la producción de núcleos de helio. En un ciclo CNO completo se liberan 25.0 MeV. La diferencia en la producción de energía de este método comparado con la cadena protón protón, se debe a la energía perdida en la emisión de neutrinos. El ciclo CNO, en cambio, es muy sensible ante variaciones de temperatura. Una variación de un 10% de la temperatura produce un cambio en la producción de energía de un 350%. El ciclo CNO se encuentra fuertemente concentrado en el núcleo de la estrella, siendo un 90% de los ciclos producido en el 15% de la masa de la estrella. Esto genera un flujo hacia el exterior tan intenso que la energía transferida por convección gana importancia frente a la energía transferida por radiación. Como resultado, la región del núcleo se convierte en una zona de convección que remueve la zona de fusión de hidrógeno y la mantiene bien entremezclada con el entorno más rico en protones . Este núcleo convectivo se encuentra en estrellas en las cuales el ciclo CNO contribuye a la producción total de energía con más de un 20%. A medida que la edad de la estrella y la temperatura del núcleo aumentan, la región ocupada por la zona de convección disminuye desde el 20 % de la masa hasta el 8% de la masa en el interior de la estrella. Nuestro Sol obtiene solo un 1% de su energía a través de este ciclo. El tipo de mecanismo de fusión del hidrógeno que domina en una estrella viene determinado por la dependencia en la diferencia de temperatura entre ambas reacciones. La cadena protón-protón empieza a temperaturas en torno a 4×106 K, siendo por lo tanto el proceso de fusión dominante en las estrellas pequeñas. Un ciclo CNO que se automantenga requiere de temperaturas más altas, del orden de 16x10^6K, pero a partir de esas temperaturas su eficiencia se incrementa rápidamente a medida que ésta crece, al igual que la de la cadena protón-protón. Por encima de temperaturas de unos 17×106 K, el ciclo CNO se convierte en la fuente principal de energía. Esta temperatura se alcanza para estrellas 1.3 veces más masivas que el Sol. El Sol, de hecho, tiene una núcleo a una temperatura en torno a los 15.7×106 K. Como estrella de la secuencia principal, a medida que envejezca, la temperatura de su núcleo aumentara, y con ella el ciclo CNO aumentará su contribución en la producción de energía.
Fusión del helio