Síntesis de los Elementos en las estrellas
Los elementos se sintetizan en etapas discretas durante la vida de una estrella, y algunos pasos ocurren solo en las estrellas más masivas conocidas (Figura \(\pageIndex{2}\)). Inicialmente, todas las estrellas se forman por la agregación de «polvo» interestelar, que es principalmente hidrógeno. A medida que la nube de polvo se contrae lentamente debido a la atracción gravitacional, su densidad eventualmente alcanza aproximadamente 100 g/cm3, y la temperatura aumenta a aproximadamente 1.5 × 107 K, formando un plasma denso de núcleos de hidrógeno ionizado. En este punto, comienzan las reacciones nucleares autosostenibles, y la estrella «se enciende», creando una estrella amarilla como nuestro sol.
En la primera etapa de su vida, la estrella es alimentada por una serie de reacciones de fusión nuclear que convierten el hidrógeno en helio:
La reacción general es la conversión de cuatro núcleos de hidrógeno en un núcleo de helio-4, que se acompaña de la liberación de dos positrones, dos rayos \(\gamma\) y una gran cantidad de energía:
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Estas reacciones son responsables de la mayor parte de la enorme cantidad de energía que se libera como luz solar y calor solar. Se necesitan varios miles de millones de años, dependiendo del tamaño de la estrella, para convertir aproximadamente el 10% del hidrógeno en helio.
Una vez que se han formado grandes cantidades de helio-4, se concentran en el núcleo de la estrella, que lentamente se vuelve más denso y caliente. A una temperatura de aproximadamente 2 × 108 K, los núcleos de helio-4 comienzan a fusionarse, produciendo berilio-8:
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Aunque el berilio-8 tiene un número de masa par y un número atómico par, también tiene una baja relación neutrón-protón (y otros factores más allá del alcance de este texto) que lo hace inestable; se descompone en solo unos 10-16 s. Sin embargo, esto es lo suficientemente largo como para que reaccione con un tercer núcleo de helio-4 para formar carbono-12, que es muy estable. Las reacciones secuenciales de carbono-12 con helio-4 producen los elementos con números pares de protones y neutrones hasta magnesio-24:
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Tanta energía es liberada por estas reacciones que causa que la masa circundante de hidrógeno se expanda, produciendo una gigante roja que es aproximadamente 100 veces más grande que la estrella amarilla original.
A medida que la estrella se expande, los núcleos más pesados se acumulan en su núcleo, que se contrae aún más a una densidad de aproximadamente 50,000 g/cm3, por lo que el núcleo se vuelve aún más caliente. A una temperatura de aproximadamente 7 × 108 K, los núcleos de carbono y oxígeno experimentan reacciones de fusión nuclear para producir núcleos de sodio y silicio:
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A estas temperaturas, el carbono-12 reacciona con el helio-4 para iniciar una serie de reacciones que producen más oxígeno-16, neón-20, magnesio-24 y silicio-28, así como nucleidos más pesados como azufre-32, argón-36 y calcio-40:
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La energía liberada por estas reacciones causa una mayor expansión de la estrella para formar una supergigante roja, y la temperatura del núcleo aumenta constantemente. A una temperatura de aproximadamente 3 × 109 K, los núcleos que se han formado intercambian protones y neutrones libremente. Este proceso de equilibrio forma elementos más pesados hasta el hierro-56 y el níquel-58, que tienen los núcleos más estables conocidos.