Cuando
un número determinado de protones y neutrones se juntan para formar un núcleo
atómico, la combinación resultante es más estable y contiene menos masa que
esos mismos protones y neutrones por separado. Al formarse la combinación, el
exceso de masa se convierte en energía y se dispersa por radiación.
Mil
toneladas de hidrógeno, cuyos núcleos están constituidos por un solo protón, se
convierten en 993 toneladas de helio, cuyos núcleos constan de dos
protones y dos neutrones. Las siete toneladas restantes de masa se emiten en
forma de energía.
Las
estrellas como nuestro Sol radian energía formada de esta manera. El Sol
convierte unas 654.600.000 toneladas de hidrógeno en algo menos de 650.000.000
toneladas de helio por segundo. Pierde por tanto 4.600.000 toneladas de masa
cada segundo. Pero incluso
a este ritmo tan tremendo, el Sol contiene suficiente hidrógeno para mantenerse
todavía activo durante miles de millones de años.
Ahora
bien, llegará el día en que las reservas de hidrógeno del Sol lleguen a
agotarse. ¿Significa eso que el proceso de fusión se parará y que el Sol se
enfriará?
No del todo. Los núcleos de helio no representan el empaquetamiento más económico de
los protones y neutrones. Los núcleos de helio se pueden fusionar en
núcleos aún más complicados, tan complicados como los del hierro. De este modo
se seguirá emitiendo energía.
Pero tampoco mucha más. Las 1.000 toneladas de hidrógeno que, según hemos dicho,
se fusionan en 993 toneladas de helio se pueden fusionar luego en 991,5
toneladas de hierro. Al pasar de hidrógeno a helio se convierten en
energía siete toneladas de masa, pero sólo una y media al pasar de helio a
hierro.
Y al
llegar al hierro entramos en una vía muerta. Los protones y neutrones
del núcleo de hierro están empaquetados con una estabilidad máxima. Cualquier
cambio que se produzca en el hierro, ya sea en la dirección de átomos más
simples o de átomos más complejos, no emite energía sino que la absorbe.
Podemos decir por tanto que cuando la estrella alcanza la
fase del helio ha emitido ya unas cuatro quintas partes de toda la energía de
fusión disponible; al
pasar al hierro, emite la quinta parte restante y allí se acaba la historia.
Pero ¿qué sucede después?
Al
pasar a la etapa de fusión posterior al helio el núcleo de la estrella se torna
mucho más caliente.
Según una teoría, al llegar a la etapa del hierro se
vuelve lo bastante caliente como para iniciar reacciones nucleares que producen
cantidades enormes de neutrinos. El material estelar no absorbe los neutrinos:
tan pronto como se forman salen disparados a la velocidad de la luz, llevándose
energía consigo. El núcleo
de la estrella pierde energía, se enfría de forma bastante brusca y la estrella
se convierte por colapso en una enana blanca.
En el curso de este colapso, las capas exteriores, que
aún poseen átomos menos complicados que los de hierro, se fusionan todos a un
tiempo, explotando en una "nova". La energía resultante forma átomos más complicados que
los de hierro, incluso de uranio y más complejos aún.
Los restos de tales novas, que contienen átomos pesados,
se mezclan con el gas interestelar. Las estrellas formadas a partir de ese gas, llamadas "estrellas de
la segunda generación", contienen pequeñas cantidades de átomos pesados
que jamás podrían haber conseguido a través del proceso de fusión ordinario.
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