Miércoles 14 de enero de 2015
Hace un par de meses, hablamos de cómo evoluciona el Sol por las reacciones nucleares en su interior. Ahora tratemos de entender en qué consisten esos misteriosos procesos de fusión nuclear que tienen lugar en el centro de las estrellas, el Sol inclusive, y que son fundamentales para la comprensión de nuestro origen y destino en el universo.
Hasta comienzos del siglo XX, no sabíamos realmente cómo y por qué brillan las estrellas. Sí entendíamos que se trataba de grandes esferas gaseosas a altas temperaturas. Sin embargo, en el caso del Sol, el calor liberado por el simple enfriamiento resultaba insuficiente como para mantenerlo brillando por un tiempo comparable a la edad de la Tierra. Desde hace muchísimo tiempo debiera haberse "apagado".
Algunas décadas más transcurrirían hasta que se encontrara una explicación para esa paradoja –y ésa nos la entregarían la teoría de la relatividad y la física cuántica–.
Quizás la más famosa de las ecuaciones de la física es la que describe la equivalencia entre masa y energía o E = mc2, obtenida por Einstein en su desarrollo de la teoría especial de la relatividad. En última instancia, es esa expresión la que nos permite entender la real fuente de energía en estrellas como el Sol. Es así que, en 1920, Sir Arthur Stanley Eddington postuló que la masa “perdida” en el proceso de creación de un átomo de helio, a partir de una fusión de cuatro átomos de hidrógeno, podría proveer el Sol de la energía necesaria para mantenerlo brillando por mucho tiempo. Así el material combustible no faltaría: el Sol está mayormente compuesto de ese mismo hidrógeno.
Los detalles del proceso fueron desarrollados en las décadas siguientes, pero su esencia se ha confirmado: es la reacción nuclear de fusión entre cuatro núcleos de átomos de hidrógeno, con la creación de un núcleo del átomo de helio, la que mantiene a las estrellas brillando por la mayor parte de sus vidas.
En las etapas de "vejez" de las estrellas, y particularmente en estrellas de alta masa, elementos químicos progresivamente más pesados (como carbono, oxígeno, magnesio, silicio, etc., hasta el fierro) van formándose a partir de la fusión de núcleos más livianos, como en descomunales "calderas cósmicas". La explosión de esas calderas –explosión de supernova–, al final de la vida de esas estrellas, produce todavía más (y más pesados) elementos químicos. Esos procesos son clave para explicar por qué el universo no está compuesto sólo de hidrógeno y helio, que son prácticamente los únicos elementos formados en el Big Bang. También nos permiten entender que los átomos que componen nuestros mismos cuerpos han formado parte, alguna vez, del interior de las estrellas. Somos, casi literalmente, “polvo de estrellas”. Los astrofísicos incorporamos esos procesos de forma exitosa en nuestros modelos, inclusive los que calculamos aquí en la UC y el MAS con el código PGPUC.
Aunque la hipótesis de Eddington se confimó, la ecuación de Einstein no lo explica todo, ya que nada dice sobre cómo cuatro núcleos de hidrógeno pueden fusionarse hacia un núcleo de helio. Para entenderlo, es necesario invocar otro concepto clave de la física moderna: el llamado efecto túnel.
Clásicamente, los núcleos de los átomos difícilmente lograrían acercarse lo suficiente como para fusionarse, debido a la enorme repulsión eléctrica entre ellos. A nivel cuántico, sin embargo, hay una probabilidad muy pequeña, pero no nula, de que una partícula logre transponer esa “muralla” aparentemente impenetrable. En las condiciones extremas encontradas en los interiores estelares, el proceso ocurre a una tasa que es justo la necesaria para explicar la energía emitida por el Sol como función del tiempo. De esa forma, logramos entender por qué nuestra estrella aún brilla, unos 4.500 millones de años después de su nacimiento, asimismo calcular con mucha precisión por cuánto tiempo más seguirá haciéndolo.
