una estrella típica comienza como una nube delgada de gas de hidrógeno que, bajo la fuerza de la gravedad, se acumula en una enorme y densa esfera. cuando la nueva estrella alcanza un cierto tamaño, se enciende un proceso llamado fusión nuclear, que genera la vasta energía de la estrella. El proceso de fusión obliga a los átomos de hidrógeno a unirse, transformándolos en elementos más pesados como el helio, el carbono y el oxígeno. cuando la estrella muere después de millones o miles de millones de años, puede liberar elementos más pesados como el oro.
fusión nuclear: el gran apretón
La fusión nuclear es el proceso durante el cual los núcleos atómicos se unen bajo un tremendo calor y presión para crear núcleos más pesados. Debido a que todos estos núcleos tienen una carga eléctrica positiva, y las cargas similares se repelen entre sí, la fusión solo puede ocurrir cuando estas enormes fuerzas están presentes. La temperatura en el núcleo del Sol, por ejemplo, es de unos 15 millones de grados centígrados (27 millones de grados Fahrenheit) y tiene una presión 250 mil millones de veces mayor que la de la atmósfera terrestre. el proceso libera enormes cantidades de energía, diez veces la de la fisión nuclear y diez millones de veces más que las reacciones químicas.
evolución de una estrella
en algún momento, una estrella habrá agotado todo el hidrógeno de su núcleo, habiéndose convertido todo en helio. en esta etapa, las capas externas de la estrella se expandirán para formar lo que se conoce como un gigante rojo. La fusión de hidrógeno ahora se concentra en la capa de la cáscara alrededor del núcleo y, más adelante, se producirá una fusión de helio a medida que la estrella comienza a contraerse nuevamente y se calienta. El carbono es el resultado de la fusión nuclear entre tres átomos de helio. cuando un cuarto átomo de helio se une a la mezcla, la reacción produce oxígeno.
producción de elementos
Sólo las estrellas más grandes pueden producir elementos más pesados. esto se debe a que estas estrellas pueden elevar sus temperaturas más altas que las estrellas más pequeñas como nuestro sol. una vez que el hidrógeno se consume en estas estrellas, pasan por una serie de quemas nucleares según los tipos de elementos producidos, por ejemplo, la quema de neones, la quema de carbono, la quema de oxígeno o la quema de silicona. en la quema de carbono, el elemento pasa por la fusión nuclear para producir neón, sodio, oxígeno y magnesio.
Cuando el neón se quema, se fusiona y produce magnesio y oxígeno. El oxígeno, a su vez, produce silicio y los otros elementos que se encuentran entre el azufre y el magnesio en la tabla periódica. estos elementos, a su vez, producen los que están cerca del hierro en la tabla periódica: cobalto, manganeso y rutenio. El hierro y otros elementos más ligeros se producen a través de reacciones de fusión continua por los elementos mencionados anteriormente. También se produce la desintegración radiactiva de los isótopos inestables. Una vez que se forma el hierro, la fusión nuclear en el núcleo de la estrella se detiene.
saliendo con una explosión
Las estrellas algunas veces más grandes que nuestro sol explotan cuando se quedan sin energía al final de su vida. Las energías liberadas en este momento fugaz enanan a la de toda la vida de la estrella. Estas explosiones tienen la energía para crear elementos más pesados que el hierro, como el uranio, el plomo y el platino.