Nucleosíntesis
En el Sol y otras estrellas, los núcleos atómicos están sometidos a temperaturas y presiones elevadas, y se combinan para formar núcleos más pesados. Aquí se muestra un proceso simplificado: (1) Colisionan dos protones, con carga positiva. Uno de los protones emite un positrón (un antielectrón, de carga positiva) y un neutrino, sin carga. La partícula neutra que queda es un neutrón, que se combina con el otro protón para formar un núcleo de deuterio (hidrógeno pesado). (2) El núcleo de deuterio colisiona con otro protón para formar helio 3, una forma ligera de helio. (3) Dos núcleos de helio 3 colisionan y forman un núcleo de helio ordinario, desprendiendo dos protones.
Nucleosíntesis, proceso por el que se formaron los elementos químicos en los primeros minutos del Universo a partir de los protones y neutrones primordiales, y por el que se siguen formando en el interior de las estrellas a partir de núcleos de hidrógeno y helio. Todo lo que vemos en el Universo, incluidos nuestros cuerpos, está formado de átomos cuyos núcleos contienen el llamado material bariónico: protones y neutrones, partículas primordiales producidas en el Big Bang, la gran explosión que dio origen al Universo. En los primeros tres minutos aproximadamente, alrededor de una cuarta parte del material bariónico primordial se convirtió en núcleos de helio, compuestos cada uno por dos protones y dos neutrones. Menos del 1% del material bariónico primordial se convirtió mediante nucleosíntesis en pequeñas cantidades de otros elementos ligeros, en particular deuterio y litio. Esta mezcla constituyó la materia prima a partir de la cual se formaron las primeras estrellas.
El proceso que libera energía en el interior de la mayoría de las estrellas es la conversión continua de hidrógeno en helio. En un primer paso, dos protones se combinan y uno de ellos se convierte en un neutrón emitiendo un antielectrón de carga positiva, o positrón. La combinación de un protón y un neutrón se denomina deuterón, el núcleo del deuterio o hidrógeno pesado. En pasos posteriores, los deuterones pasan a constituir núcleos de helio, formados cada uno por dos protones y dos neutrones. Esto es lo que sucede en el interior del Sol. Todos los demás elementos, incluidos el carbono y el oxígeno, que son tan importantes para la vida, se han formado por nucleosíntesis en el interior de las estrellas —sobre todo de estrellas más grandes— en fases posteriores de su evolución. Los primeros en explicar y describir el proceso fueron el astrofísico y cosmólogo británico Fred Hoyle y sus colegas, a mediados de la década de 1950. El proceso consiste en una serie de reacciones en las que se forman sucesivamente núcleos más pesados añadiendo núcleos de helio. En el paso primero y fundamental, tres núcleos de helio 4 se combinan para formar un núcleo de carbono 12 (la cifra indica el número nucleónico, o total de protones y neutrones del núcleo). La adición de otro núcleo de helio proporciona oxígeno 16, y así sucesivamente hasta elementos como el hierro 56 y el níquel 56, los núcleos más estables de todos. Cada paso libera energía. Los núcleos intermedios, cuyos números nucleónicos no son múltiplos de 4, se producen cuando algunos de los núcleos así formados participan en otras interacciones nucleares y capturan o emiten un protón o un neutrón.
Generar núcleos más pesados que el hierro exige un aporte de energía. Eso ocurre cuando las estrellas grandes explotan como supernovas al final de sus vidas. La energía liberada desencadena la nucleosíntesis de todos los elementos pesados, como el uranio o el plomo, y dispersa los productos de la nucleosíntesis estelar por el espacio, donde forman nubes de gas y polvo que posteriormente pueden dar lugar a nuevas estrellas y planetas. La variedad de elementos que vemos en la Tierra, y de los que estamos formados, proceden de los restos de generaciones anteriores de estrellas.
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