Diferencias en la composición estelar
A fines de la década de 1950, los astrónomos comenzaron a distinguir las estrellas por su composición química. Las estrellas más viejas (aquellas que se formaron cuando el universo era nuevo) eran deficientes en los elementos más pesados. Las estrellas más antiguas son de Población II, porque los astrónomos las descubrieron más tarde que las de Población I, las estrellas cercanas. Su falta de elementos pesados requiere que las estrellas de Población II alcancen altas temperaturas antes de que puedan comenzar a quemar hidrógeno. Su luz en el momento de la emisión es de color blanco azulado. Sin embargo, las estrellas se ven rojas si están lejos y se alejan rápidamente de nosotros. Las estrellas más nuevas como nuestro Sol no carecen de los elementos más pesados. Estas estrellas queman su hidrógeno a una temperatura más baja que las estrellas de Población II. Pueden hacerlo, porque los elementos más pesados catalizan las reacciones nucleares. Por eso su luz en el momento de la emisión es amarilla o roja.
Los científicos de la NASA relatan este descubrimiento de la siguiente manera:
Sin embargo, hace poco más de una década, los astrofísicos comenzaron a medir las abundancias de los elementos en las estrellas con buena precisión cuantitativa, y esto cambió considerablemente el panorama. Ya no era una suposición defendible que el universo fuera químicamente homogéneo. Se encontraron dos tipos generales de anomalías de abundancia. Por un lado, se descubrió que las estrellas más antiguas de nuestra galaxia, en particular aquellas que probablemente sean considerablemente más antiguas que el Sol, tenían una deficiencia de elementos más pesados en relación con el hidrógeno en comparación con el propio Sol. Esta deficiencia osciló entre un factor de cien y un factor de mil en algunos casos extremos. El segundo tipo de anomalía se refería a estrellas que en su composición general podrían ser bastante similares a la del Sol, pero en las que se podía ver que los elementos específicos eran sobreabundantes. Así, se observó que ciertas estrellas estaban enriquecidas en carbono y otras estrellas enriquecidas en ciertos elementos pesados.[i]
[i] Truran, J. W. y A. G. W. Cameron, Capítulo 23, “Nucleosíntesis”, op. cit., pág. 985.
El descubrimiento de las diferencias entre las estrellas llevó a comprender los procesos que realizaban el resto de los elementos, aquellos que no estaban presentes al final de la primera mañana.
Energía de enlace nuclear
Las estrellas liberan energía a partir de reacciones nucleares, no de reacciones químicas. Cuando el hidrógeno y el oxígeno se queman y se convierten en vapor de agua, se libera energía química. Esta es la energía electromagnética que atrae los electrones negativos al núcleo positivo. La energía de las reacciones nucleares débiles es aproximadamente un millón de veces mayor que la energía de las reacciones químicas. La energía de las reacciones nucleares fuertes es unas mil veces mayor que la energía de las reacciones nucleares débiles.
Cuando decimos que las estrellas queman hidrógeno en helio, estamos usando la palabra "quemar" para describir una reacción nuclear. Los dos tipos de combustión, la química y la nuclear, son similares porque consumen combustible y producen calor. Son diferentes porque las reacciones nucleares producen mucha más energía que las reacciones químicas. Las reacciones químicas liberan la energía de enlace electrónico de las moléculas. Las reacciones nucleares liberan la energía de enlace de los núcleos. La quema química puede elevar la temperatura unos miles de grados. La quema nuclear comienza cuando la temperatura es de millones de grados.
Las reacciones nucleares son mucho más peligrosas para las personas que las reacciones químicas, porque las reacciones nucleares emiten radiación nuclear. La radiación nuclear consiste en electrones que se mueven rápidamente, núcleos de helio, partículas nucleares más pesadas y rayos gamma. Estas partículas y rayos pueden dañar permanentemente las células de nuestro cuerpo. Las reacciones químicas producen radiación térmica o calor. Demasiado calor puede causar quemaduras, pero cantidades menores son agradables cuando sentimos frío. Para disfrutar del calor de un incendio nuclear de manera segura, necesitamos algo que detenga la radiación nuclear. Disfrutamos del calor del sol, sin miedo a la radiación nuclear, porque la atmósfera de la Tierra y la distancia del Sol nos protege.
Energía de Fusión y Fisión
La energía de enlace nuclear proviene tanto de la fuerza fuerte como de la fuerza débil. Cuando dos núcleos livianos se combinan entre sí y se convierten en un núcleo más pesado, liberan principalmente la energía potencial de la fuerza fuerte, la energía de fusión. Cuando un núcleo pesado se rompe y se convierte en dos núcleos más ligeros, normalmente libera la energía de la fuerza débil, la energía de fisión. A medio camino entre los núcleos ligero y pesado está el hierro, el elemento más estable de todos. La forma más abundante de hierro tiene 26 protones y 30 neutrones. Se necesita energía para romper un núcleo de hierro o para agregar partículas a él. Ni la fisión ni la fusión liberan energía de los núcleos más abundantes de hierro.
De todas las reacciones nucleares, las que liberan más energía por partícula son las reacciones de fusión que convierten el hidrógeno en helio. Esto es lo que alimenta al Sol y a la mayoría de las estrellas.
A fines de la década de 1950, los astrónomos comenzaron a distinguir las estrellas por su composición química. Las estrellas más viejas (aquellas que se formaron cuando el universo era nuevo) eran deficientes en los elementos más pesados. Las estrellas más antiguas son de Población II, porque los astrónomos las descubrieron más tarde que las de Población I, las estrellas cercanas. Su falta de elementos pesados requiere que las estrellas de Población II alcancen altas temperaturas antes de que puedan comenzar a quemar hidrógeno. Su luz en el momento de la emisión es de color blanco azulado. Sin embargo, las estrellas se ven rojas si están lejos y se alejan rápidamente de nosotros. Las estrellas más nuevas como nuestro Sol no carecen de los elementos más pesados. Estas estrellas queman su hidrógeno a una temperatura más baja que las estrellas de Población II. Pueden hacerlo, porque los elementos más pesados catalizan las reacciones nucleares. Por eso su luz en el momento de la emisión es amarilla o roja.
Los científicos de la NASA relatan este descubrimiento de la siguiente manera:
Sin embargo, hace poco más de una década, los astrofísicos comenzaron a medir las abundancias de los elementos en las estrellas con buena precisión cuantitativa, y esto cambió considerablemente el panorama. Ya no era una suposición defendible que el universo fuera químicamente homogéneo. Se encontraron dos tipos generales de anomalías de abundancia. Por un lado, se descubrió que las estrellas más antiguas de nuestra galaxia, en particular aquellas que probablemente sean considerablemente más antiguas que el Sol, tenían una deficiencia de elementos más pesados en relación con el hidrógeno en comparación con el propio Sol. Esta deficiencia osciló entre un factor de cien y un factor de mil en algunos casos extremos. El segundo tipo de anomalía se refería a estrellas que en su composición general podrían ser bastante similares a la del Sol, pero en las que se podía ver que los elementos específicos eran sobreabundantes. Así, se observó que ciertas estrellas estaban enriquecidas en carbono y otras estrellas enriquecidas en ciertos elementos pesados.[i]
[i] Truran, J. W. y A. G. W. Cameron, Capítulo 23, “Nucleosíntesis”, op. cit., pág. 985.
El descubrimiento de las diferencias entre las estrellas llevó a comprender los procesos que realizaban el resto de los elementos, aquellos que no estaban presentes al final de la primera mañana.
Energía de enlace nuclear
Las estrellas liberan energía a partir de reacciones nucleares, no de reacciones químicas. Cuando el hidrógeno y el oxígeno se queman y se convierten en vapor de agua, se libera energía química. Esta es la energía electromagnética que atrae los electrones negativos al núcleo positivo. La energía de las reacciones nucleares débiles es aproximadamente un millón de veces mayor que la energía de las reacciones químicas. La energía de las reacciones nucleares fuertes es unas mil veces mayor que la energía de las reacciones nucleares débiles.
Cuando decimos que las estrellas queman hidrógeno en helio, estamos usando la palabra "quemar" para describir una reacción nuclear. Los dos tipos de combustión, la química y la nuclear, son similares porque consumen combustible y producen calor. Son diferentes porque las reacciones nucleares producen mucha más energía que las reacciones químicas. Las reacciones químicas liberan la energía de enlace electrónico de las moléculas. Las reacciones nucleares liberan la energía de enlace de los núcleos. La quema química puede elevar la temperatura unos miles de grados. La quema nuclear comienza cuando la temperatura es de millones de grados.
Las reacciones nucleares son mucho más peligrosas para las personas que las reacciones químicas, porque las reacciones nucleares emiten radiación nuclear. La radiación nuclear consiste en electrones que se mueven rápidamente, núcleos de helio, partículas nucleares más pesadas y rayos gamma. Estas partículas y rayos pueden dañar permanentemente las células de nuestro cuerpo. Las reacciones químicas producen radiación térmica o calor. Demasiado calor puede causar quemaduras, pero cantidades menores son agradables cuando sentimos frío. Para disfrutar del calor de un incendio nuclear de manera segura, necesitamos algo que detenga la radiación nuclear. Disfrutamos del calor del sol, sin miedo a la radiación nuclear, porque la atmósfera de la Tierra y la distancia del Sol nos protege.
Energía de Fusión y Fisión
La energía de enlace nuclear proviene tanto de la fuerza fuerte como de la fuerza débil. Cuando dos núcleos livianos se combinan entre sí y se convierten en un núcleo más pesado, liberan principalmente la energía potencial de la fuerza fuerte, la energía de fusión. Cuando un núcleo pesado se rompe y se convierte en dos núcleos más ligeros, normalmente libera la energía de la fuerza débil, la energía de fisión. A medio camino entre los núcleos ligero y pesado está el hierro, el elemento más estable de todos. La forma más abundante de hierro tiene 26 protones y 30 neutrones. Se necesita energía para romper un núcleo de hierro o para agregar partículas a él. Ni la fisión ni la fusión liberan energía de los núcleos más abundantes de hierro.
De todas las reacciones nucleares, las que liberan más energía por partícula son las reacciones de fusión que convierten el hidrógeno en helio. Esto es lo que alimenta al Sol y a la mayoría de las estrellas.