La reacción protón-protón
Al final de la primera mañana, una gran cantidad de hidrógeno se distribuyó de manera desigual en nubes de gas con espacios vacíos entre ellas. La atracción gravitacional mutua dentro de las nubes las hizo colapsar. El aumento de la presión elevó la temperatura. A altas temperaturas, los núcleos de hidrógeno se mueven muy rápidamente en direcciones aleatorias, dejando atrás los electrones que necesitan para formar átomos de hidrógeno. En una danza tan frenética, los núcleos frecuentemente tienen encuentros cercanos entre sí. No chocan como las bolas de billar ya que los núcleos se repelen debido a su carga eléctrica positiva.
Los encuentros se parecen más a los de los conductores temerarios que se dirigen uno hacia el otro, pero se desvían en el último momento en direcciones opuestas. Este es un juego muy peligroso, y nadie lo recomienda.
Ocasionalmente, dos núcleos se juntan casi de frente. Si la temperatura es lo suficientemente alta y los núcleos se mueven lo suficientemente rápido, pueden superar su repulsión eléctrica mutua y permanecer juntos. La repulsión eléctrica es una fuerza de largo alcance. La fuerza nuclear fuerte tiene un alcance corto y solo puede unir dos núcleos cuando están muy cerca.
La fusión directa de núcleos de hidrógeno para formar helio se denomina la reacción protón-protón. Esto se debe a que un átomo de hidrógeno, despojado de su electrón, suele ser solo un protón desnudo. La reacción protón-protón prevaleció en las primeras estrellas. Guardaremos una discusión sobre la otra importante reacción de fusión hasta la tercera mañana.
Neutrones e Hidrógeno a Deuterio
Las colisiones de protones con neutrones hicieron el deuterio más antiguo. Esta reacción prevaleció en los primeros minutos del universo, al comienzo de la primera mañana. Sin embargo, una reacción nuclear diferente produjo deuterio durante la segunda mañana. Hay pocos neutrones libres en el interior de las estrellas. Si hubo alguno cuando se formó la estrella, después de 13 minutos la mitad de ellos emitieron un electrón y un neutrino y se convirtieron en protones. Después de 130 minutos, solo quedaba uno entre mil de los neutrones originales. Los neutrones libres no duran lo suficiente como para combinarse frecuentemente con protones.
En el interior de una estrella, es mucho más probable que dos protones choquen entre sí. Si lo hacen, uno de ellos emitirá un positrón y un neutrino, convirtiéndose en el proceso en un neutrón. El protón y el neutrón luego se combinan en un núcleo, un núcleo de deuterio. La formación de cada núcleo de deuterio libera 0.067 micromicrovatios-segundo de energía cinética. Esta energía, llamada energía de enlace, es la energía de la fuerza nuclear fuerte.
El núcleo de deuterio, el positrón y el neutrino se llevan cada uno una parte de la energía de enlace como energía cinética. Las cantidades de energía son variables, dependiendo de las circunstancias de la colisión. La parte de la energía no convertida en partículas hace que las partículas se muevan más rápido de lo que se movían antes de la reacción. Este aumento de velocidad eleva la temperatura de la mezcla de partículas nucleares. El positrón encuentra un electrón y los dos se aniquilan, liberando 0.164 micro-microvatios-segundo de energía en forma de rayos gamma. Estos rayos gamma se fracturan gradualmente en muchos rayos de luz y ondas de calor.
Hidrógeno y Deuterio a Helio Liviano
Cuando el deuterio choca con el hidrógeno, forma un núcleo ligero de helio y emite un fotón. El fotón se lleva 0,88 micromicrovatios-segundo de energía de enlace. El helio ligero tiene los dos protones necesarios, pero solo un neutrón.
Helio ligero a helio ordinario
Después de que se forman muchos núcleos de helio livianos, existe la posibilidad de que dos de ellos choquen. El resultado es un núcleo de helio de peso regular con dos neutrones y dos núcleos de hidrógeno que constan de un protón cada uno. Esta reacción libera 2,060 micro-microvatios-segundos de energía de enlace.
Resumen de la reacción protón-protón
Para los que quieren saber, en el proceso general anterior, tenía que haber dos colisiones de hidrógeno-hidrógeno para formar dos núcleos de deuterio. Entonces tenía que haber dos colisiones de deuterio e hidrógeno por cada colisión de un núcleo ligero de helio con otro. Seis núcleos de hidrógeno entran en la serie de reacciones y se producen dos, junto con un núcleo de helio. El núcleo de helio es el resultado neto de combinar cuatro núcleos de hidrógeno. La cantidad de energía liberada debe duplicarse para todas las colisiones excepto la última colisión, ya que las primeras cantidades corresponden a reacciones que deben ocurrir dos veces para cada una de las últimas reacciones. La suma de las energías de las primeras reacciones es 0,067 + 0,164 + 0,880 = 1,111 micromicrovatios-segundo. El doble de esto más la energía de la última reacción es 2,222 + 2,060 = 4,282 micro-microvatios-segundo de energía. Un fotón de luz promedio tiene 0,360 micro-micro-microvatio-segundos de energía. Por lo tanto, cuatro átomos de hidrógeno, cuando se convierten en un átomo de helio, proporcionan energía suficiente para 4.282.000/0,360 = 11,9 millones de fotones de luz.
Esto demuestra la gran producción de energía de las reacciones nucleares. La combustión química de carbono con oxígeno produce mucha menos luz por reacción. Uno necesita dos átomos de oxígeno para quemar un átomo de carbono. Quemar solo un átomo de carbono produce calor, no luz. Varios átomos de carbono deben arder para elevar la temperatura hasta la incandescencia y producir un fotón de luz visible.
Estabilidad Nuclear
Hacer los elementos más pesados requiere condiciones que logren un precario equilibrio entre estabilidad e inestabilidad.
Expliquemos esos conceptos antes de continuar con la historia. Los sistemas tienden a pasar de la inestabilidad a una mayor estabilidad. A medida que un sistema se vuelve más estable, libera energía. Una pelota en la cima de una colina rueda hasta el fondo. Cuando la pelota lo hace, su energía potencial gravitacional se convierte en energía de movimiento. Cuando llega al fondo, la bola se detiene debido a la fricción. La fricción genera energía térmica. La energía del movimiento de la pelota se dispersa como un movimiento ligeramente más rápido de las moléculas en la pelota y en la tierra al pie de la colina. La pelota y la tierra están un poco más calientes que antes de que la pelota rodara colina abajo. El calor adicional se disipa rápidamente. La pelota y la tierra vuelven a su temperatura normal.
La pelota en la cima de la colina es inestable. Un ligero empujón es suficiente para ponerlo en marcha. En la parte inferior, la pelota es estable. Después de una patada vuelve a descansar. La energía potencial que tenía en la cima de la colina rápidamente deja de estar disponible para cualquier propósito útil poco después de que la pelota se detiene en la parte inferior de la colina.
La inestabilidad libera energía
Los neutrones libres se descomponen en protones, electrones y neutrinos. Los neutrones son estables cuando se combinan con protones para formar núcleos. Un núcleo particularmente estable es un par de protones con un par de neutrones. Eso es un núcleo de helio. Algunos de los núcleos más ligeros más estables son los que pueden formarse a partir de varios núcleos de helio. Las formas más abundantes de carbono, oxígeno, neón, magnesio, silicio y azufre tienen el mismo número de protones y neutrones que tres, cuatro, cinco, seis, siete u ocho núcleos de helio, respectivamente.
Al final de la primera mañana, una gran cantidad de hidrógeno se distribuyó de manera desigual en nubes de gas con espacios vacíos entre ellas. La atracción gravitacional mutua dentro de las nubes las hizo colapsar. El aumento de la presión elevó la temperatura. A altas temperaturas, los núcleos de hidrógeno se mueven muy rápidamente en direcciones aleatorias, dejando atrás los electrones que necesitan para formar átomos de hidrógeno. En una danza tan frenética, los núcleos frecuentemente tienen encuentros cercanos entre sí. No chocan como las bolas de billar ya que los núcleos se repelen debido a su carga eléctrica positiva.
Los encuentros se parecen más a los de los conductores temerarios que se dirigen uno hacia el otro, pero se desvían en el último momento en direcciones opuestas. Este es un juego muy peligroso, y nadie lo recomienda.
Ocasionalmente, dos núcleos se juntan casi de frente. Si la temperatura es lo suficientemente alta y los núcleos se mueven lo suficientemente rápido, pueden superar su repulsión eléctrica mutua y permanecer juntos. La repulsión eléctrica es una fuerza de largo alcance. La fuerza nuclear fuerte tiene un alcance corto y solo puede unir dos núcleos cuando están muy cerca.
La fusión directa de núcleos de hidrógeno para formar helio se denomina la reacción protón-protón. Esto se debe a que un átomo de hidrógeno, despojado de su electrón, suele ser solo un protón desnudo. La reacción protón-protón prevaleció en las primeras estrellas. Guardaremos una discusión sobre la otra importante reacción de fusión hasta la tercera mañana.
Neutrones e Hidrógeno a Deuterio
Las colisiones de protones con neutrones hicieron el deuterio más antiguo. Esta reacción prevaleció en los primeros minutos del universo, al comienzo de la primera mañana. Sin embargo, una reacción nuclear diferente produjo deuterio durante la segunda mañana. Hay pocos neutrones libres en el interior de las estrellas. Si hubo alguno cuando se formó la estrella, después de 13 minutos la mitad de ellos emitieron un electrón y un neutrino y se convirtieron en protones. Después de 130 minutos, solo quedaba uno entre mil de los neutrones originales. Los neutrones libres no duran lo suficiente como para combinarse frecuentemente con protones.
En el interior de una estrella, es mucho más probable que dos protones choquen entre sí. Si lo hacen, uno de ellos emitirá un positrón y un neutrino, convirtiéndose en el proceso en un neutrón. El protón y el neutrón luego se combinan en un núcleo, un núcleo de deuterio. La formación de cada núcleo de deuterio libera 0.067 micromicrovatios-segundo de energía cinética. Esta energía, llamada energía de enlace, es la energía de la fuerza nuclear fuerte.
El núcleo de deuterio, el positrón y el neutrino se llevan cada uno una parte de la energía de enlace como energía cinética. Las cantidades de energía son variables, dependiendo de las circunstancias de la colisión. La parte de la energía no convertida en partículas hace que las partículas se muevan más rápido de lo que se movían antes de la reacción. Este aumento de velocidad eleva la temperatura de la mezcla de partículas nucleares. El positrón encuentra un electrón y los dos se aniquilan, liberando 0.164 micro-microvatios-segundo de energía en forma de rayos gamma. Estos rayos gamma se fracturan gradualmente en muchos rayos de luz y ondas de calor.
Hidrógeno y Deuterio a Helio Liviano
Cuando el deuterio choca con el hidrógeno, forma un núcleo ligero de helio y emite un fotón. El fotón se lleva 0,88 micromicrovatios-segundo de energía de enlace. El helio ligero tiene los dos protones necesarios, pero solo un neutrón.
Helio ligero a helio ordinario
Después de que se forman muchos núcleos de helio livianos, existe la posibilidad de que dos de ellos choquen. El resultado es un núcleo de helio de peso regular con dos neutrones y dos núcleos de hidrógeno que constan de un protón cada uno. Esta reacción libera 2,060 micro-microvatios-segundos de energía de enlace.
Resumen de la reacción protón-protón
Para los que quieren saber, en el proceso general anterior, tenía que haber dos colisiones de hidrógeno-hidrógeno para formar dos núcleos de deuterio. Entonces tenía que haber dos colisiones de deuterio e hidrógeno por cada colisión de un núcleo ligero de helio con otro. Seis núcleos de hidrógeno entran en la serie de reacciones y se producen dos, junto con un núcleo de helio. El núcleo de helio es el resultado neto de combinar cuatro núcleos de hidrógeno. La cantidad de energía liberada debe duplicarse para todas las colisiones excepto la última colisión, ya que las primeras cantidades corresponden a reacciones que deben ocurrir dos veces para cada una de las últimas reacciones. La suma de las energías de las primeras reacciones es 0,067 + 0,164 + 0,880 = 1,111 micromicrovatios-segundo. El doble de esto más la energía de la última reacción es 2,222 + 2,060 = 4,282 micro-microvatios-segundo de energía. Un fotón de luz promedio tiene 0,360 micro-micro-microvatio-segundos de energía. Por lo tanto, cuatro átomos de hidrógeno, cuando se convierten en un átomo de helio, proporcionan energía suficiente para 4.282.000/0,360 = 11,9 millones de fotones de luz.
Esto demuestra la gran producción de energía de las reacciones nucleares. La combustión química de carbono con oxígeno produce mucha menos luz por reacción. Uno necesita dos átomos de oxígeno para quemar un átomo de carbono. Quemar solo un átomo de carbono produce calor, no luz. Varios átomos de carbono deben arder para elevar la temperatura hasta la incandescencia y producir un fotón de luz visible.
Estabilidad Nuclear
Hacer los elementos más pesados requiere condiciones que logren un precario equilibrio entre estabilidad e inestabilidad.
Expliquemos esos conceptos antes de continuar con la historia. Los sistemas tienden a pasar de la inestabilidad a una mayor estabilidad. A medida que un sistema se vuelve más estable, libera energía. Una pelota en la cima de una colina rueda hasta el fondo. Cuando la pelota lo hace, su energía potencial gravitacional se convierte en energía de movimiento. Cuando llega al fondo, la bola se detiene debido a la fricción. La fricción genera energía térmica. La energía del movimiento de la pelota se dispersa como un movimiento ligeramente más rápido de las moléculas en la pelota y en la tierra al pie de la colina. La pelota y la tierra están un poco más calientes que antes de que la pelota rodara colina abajo. El calor adicional se disipa rápidamente. La pelota y la tierra vuelven a su temperatura normal.
La pelota en la cima de la colina es inestable. Un ligero empujón es suficiente para ponerlo en marcha. En la parte inferior, la pelota es estable. Después de una patada vuelve a descansar. La energía potencial que tenía en la cima de la colina rápidamente deja de estar disponible para cualquier propósito útil poco después de que la pelota se detiene en la parte inferior de la colina.
La inestabilidad libera energía
Los neutrones libres se descomponen en protones, electrones y neutrinos. Los neutrones son estables cuando se combinan con protones para formar núcleos. Un núcleo particularmente estable es un par de protones con un par de neutrones. Eso es un núcleo de helio. Algunos de los núcleos más ligeros más estables son los que pueden formarse a partir de varios núcleos de helio. Las formas más abundantes de carbono, oxígeno, neón, magnesio, silicio y azufre tienen el mismo número de protones y neutrones que tres, cuatro, cinco, seis, siete u ocho núcleos de helio, respectivamente.