¿Sabremos algún día, aprender de la Naturaleza?

Los núcleos presentes en el Universo

La Astrofísica nuclear es una rama relativamente joven de la física entre cuyos objetivos destaca la descripción de las reacciones mediante las cuales tiene lugar la generación de energías y la síntesis de elementos químicos en el Universo. Se trata, por tanto, de un campo multidisciplinar que combina las observaciones astronómicas, con el análisis de la composición de meteoritos, la modelización astrofísica y la física nuclear tanto experimental como teórica.

En 1957, E.M. Burbidge, W.A. Fowler and F. Hoyle y de manera independiente A.G.W. Cameron publicaron sendos artículos clave, donde definen los principales procesos que explican la transformación de unos núcleos en otros, asentados en base de la Astrofísica nuclear.

A lo largo de la segunda mitad del siglo XX, la Astrofísica nuclear ha conseguido importantes logros que sin duda están íntimamente conectados al impresionante avance experimentado por las técnicas instrumentales y de medidas asociadas y por la capacidad de cálculo numérico.

Los diferentes procesos de nucleosíntesis que tienen lugar durante la vida de una estrella dan lugar a la creación de nuevos elementos químicos que son expulsados al medio interestelar. Estos elementos pasan a formar parte de una nueva generación de estrellas, y pueden ser detectados mediante estudios espectroscópicos. La mejora de las técnicas utilizadas en la instrumentación observacional y de los métodos de detección espectroscópicos, la construcción de grandes telescopios como el VLT y el Keck a los que pronto se añadirá el Gran TeCan, y la posibilidad de hacer observaciones desde el espacio sin la interferencia de la atmósfera terrestre (Telescopio Hubble, Chandra, XMM Newton e Integral), ha permitido obtener toda una nueva visión del universo que nos rodea.

La Física nuclear experimental tampoco ha sido ajena a todos estos avances tecnológicos, desarrollando haces de núcleos estables e inestables y la instrumentación necesaria para realizar experimentos de precisión. Las reacciones nucleares que intervienen en los procesos astrofísicos son reacciones de fusión; reacciones de captura de protones, de neutrones y de partículas alfa y sus inversas; y procesos mediados por la interacción débil tales como las desintegraciones beta, capturas de electrones y de neutrinos.

Decaimiento β^– de un núcleo. Se observa como uno de los neutrones se transforma en un protón emitiendo un electrón (β^–) y un anti-neutrino electrónico.

En algunos casos se miden reacciones inducidas por núcleos estables y energías próximas a las que se dan en las estrellas, con secciones eficaces muy pequeñas, que necesitan el uso de instalaciones subterráneas (LUNA) capaces de blindar los equipos de detección a la radiación de origen cósmico. En otros casos, se estudian reacciones inducidas por núcleos inestables (también llamados núcleos exóticos), con una vida media muy corta, y difíciles de sintetizar en el laboratorio con la tecnología actual. No obstante, en las últimas décadas, numerosas instalaciones de haces de núcleos exóticos (Louvain la Neuve, GANIL, GSI, ISOLDE) han desarrollado programas experimentales en los que se han determinado las propiedades fundamentales (masas y vidas medias) y propiedades de la estructura de núcleos claves en reacciones de interés Astrofísico. Igualmente se han medido un número importante de secciones eficaces asociadas a los diferentes procesos de nucleosíntesis. Por otro lado, la construcción de instalaciones de tiempo de vuelo de neutrones (n_ToF arroba CERN) ha permitido el desarrollo de programas dedicados al estudio de la captura neutrónica. Así mismo, las nuevas instalaciones que se construirán en los próximos años (FAIR, SPIRAL 2) incluyen en sus programas científicos el estudio de reacciones nucleares de interés astrofísico.

En la mayor parte de los Modelos Astrofísicos la Física Nuclear Teórica es necesaria para convertir un texto experimental en el ritmo de reacción que es necesario en la aplicación astrofísica concreta. Ahora mismo nos encontramos al comienzo de una nueva era de desarrollo de modelos teóricos basados en primeros principios (ab-anitio). Esto permitirá reducir las incertidumbres asociadas con extrapolaciones a regiones de la carta de núcleos que no han sido exploradas experimentalmente, pero que son relevantes para diferentes procesos astrofísicos como es el caso de núcleos muy ricos en neutrones para el proceso r.

De forma complementaria, se han producido grandes avances en la modelización astrofísica de las diferentes etapas de evolución estelar. Los desafíos actuales se centran en la realización de simulaciones en tres dimensiones espaciales de los diferentes fenómenos astrofísicos y en particular de las espectaculares explosiones de supernovas tanto termonucleares como debidas al colapso gravitatorio.

Físicos en el Laboratorio Nacional Argonne en Chicago han utilizado el superordenador IBM Blue Gene/P para modelar la extrema física de una explosión de supernova

La visualización de arriba del superordenador del Laboratorio Nacional de Argonne muestra el mecanismo de la muerte violenta de estrella masiva, después de una corta vida. La imagen muestra en colores los valores de energía en el núcleo de la supernova. Se asignan diferentes colores y transparencias a diferentes valores de enstrofía. Ajustando selectivamente el color y la transparencia, los científicos pueden “pelar” las capas externas y ver lo que está sucediendo en el interior de la estrella.

Arriba, tres visualizaciones de la combustión nuclear en una supernova. La de la izquierda representa la llama nuclear en sí, mientras que las otras dos representan la velocidad de combustión y de enstrofía. Estas dos últimas propiedades determinan la forma en que la combustión fluye a través del sistema. (Imagen: Laboratorio Nacional de Argonne)

El Modelo cosmológico del Big Bang parte de la hipótesis de que nuestro Universo actual es el resultado de la expansión desde un estado inicial extremadamente denso y caliente. Al expandirse la temperatura decrece, lo que permite la formación de neutrones y protones a partir de una “sopa” inicial de Gluones y Quarks. En este momento comienza la época de nucleosíntesis primordial que dura aproximadamente 3 minutos. Debido a la gran cantidad de fotones presentes (altas temperaturas), la rápida expansión y al hecho de que no existen núcleos estables con un número de nucleones (protones y neutrones) igual a 5 y 8, los únicos elementos producidos son principalmente Hidrógeno y Helio (³He y ⁴He) con abundancias residuales de Deuterio y Litio (⁶Li y ⁷Li).

Las predicciones para las abundancias de elementos producidas durante el Big bang están de acuerdo con las observaciones con las abundancias de Deuterio y Helio (⁴He), para un valor de la razón de fotones a bariones que es consistente con las observaciones recientes del fondo de microondas. Es importante resaltar que (BBN), es decir, es la época de la nucleosíntesis primordial, la que nos permite “observar” el universo cuando éste tenía sólo unos pocos minutos de edad, mientras que el fondo de microondas corresponde a una edad de unos 300 mil años. A pesar del buen acuerdo en la predicción de los elementos más ligeros, la teoría predice una abundancia de Litio (⁷Li) superior en un facto 2-3 a la observada. Este hecho ha desencadenado toda una serie de estudios observacionales con el objetivo de determinar las abundancias primordiales de ⁶Li y ⁷Li junto con nuevas medidas experimentales de las reacciones ⁷Be (d.p)2α u d(α, γ)⁶Li.

Evolución de las estrellas

Dado que en el Big Bang solamente se produjo hidrógeno y helio, el resto de los elementos tienen que sintetizarse en otro lugar. Actualmente, está bien establecido que la producción de elementos ligeros ocurre mediante las reacciones de fusión que tienen lugar en el interior de las estrellas. La secuencia está reflejada en el gráfico abajo.

Procesos Nucleares y Nucleosíntesis durante la Combustión Hidrostática.

Las estrellas se forman a partir de la contracción de grandes nubes moleculares por su propia gravedad, Estas nubes están constituidas principalmente de hidrógeno y helio, junto con pequeñas trazas de otros elementos más pesados que en la astrofísica se denominan metales y que han sido formados en anteriores explosiones de supernova.

Podemos decir que una estrella nace en el momento en el que la temperatura en su centro es lo suficientemente elevada para desencadenar los primeros procesos de combustión nuclear. Una estrella se puede definir como una esfera de gas autoluminosa. Dado que el Sol es la estrella que mejor conocemos es conveniente tomarlo como referencia a la hora de definir propiedades estelares. El Sol posee un radio de unos 700 mil kilómetros, lo que equivale a 109 veces el radio de la Tierra. Su masa es 330 mil veces la masa de la Tierra. La temperatura en su superficie es de 6000 grados, mientras que en el centro es de 15 millones de grados. Allí la densidad es de 160 veces la densidad del agua. El Sol emite cada segundo la misma energía que consumiríamos en la Tierra durante 4 millones de años al ritmo actual de consumo de energía.

Dado que cuando nacen las estrellas están constituidas principalmente por hidrógeno, un mecanismo natural para explicar la generación de energía es la fusión de 4 núcleos de Hidrógeno (protones) para dar un núcleo de Helio (partícula alfa, α) Hans Bethe propuso una explicación a este proceso en 1939, al sugerir la existencia de dos posibles mecanismos hoy denominados cadena pp y ciclo CON. El resultado neto de ambos procesos es la conversión de cuatro protones en un núcleo de Helio que puede escribirse de manera simbólica por la relación

4¹H → ⁴H + 2e⁺+ 2ѵe + energía,

En la que además de un núcleo de Helio (³He, partícula α) se producen dos positrones (e+) y dos neutrinos electrónicos (ѵe). La energía librada en el proceso equivale a un 0,7% de la masa inicial de los cuatro núcleos de hidrógeno. La diferencia de masa se convierte en energía. Para poder mantener su ritmo de emisión de energía, el Sol necesita convertir 600 millones de toneladas de Hidrógeno en 596 millones de toneladas de Helio cada segundo, lo que significa que el Sol continuará quemando Hidrógeno a este ritmo durante los próximos 5.000 millones de años (más o menos).

Cuando llegue el momento en que el Sol consuma su combustible nuclear, todos sabemos bien que se convertirá primera en gigante roja y más tarde, expulsando materia que formará una Nebulosa Planetaria, quedará como enana blanca.

Conforme la temperatura en el centro de la estrella aumenta llega un momento en que la combustión del Helio comienza a ser posible. Podría pensarse que la combustión del Helio procede mediante la fusión de dos núcleos de Helio para dar un núcleo de ⁸Be. Sin embargo, eso no es posible dado que el ⁸Be no es estable y se desintegra nada más formarse. No obstante, su tiempo de vida es lo suficientemente largo (10⁻¹⁶ segundos) como para capturar otro núcleo de Helio y dar lugar a ¹²C mediante el proceso que es comúnmente conocido como “reacción triple alfa”.

Parte del Carbono formado reacciona con los núcleos de Helio presentes y produce Oxígeno mediante la reacción ¹²C(α, γ)¹⁶O. Esta última reacción es probablemente la más importante en astrofísica nuclear dado que su ritmo determina la proporción de Carbono y Oxígeno resultante de la combustión de Helio. Esta proporción tiene importantes consecuencias en la determinación de la composición de las enanas blancas y la evolución con masas mayores de 8 masas solares.

La reacción triple alfa ha sido objeto de un estudio experimental reciente donde los estados relevantes del ¹²C han sido poblados mediante las desintegraciones beta del ¹²N y ¹²B. El mismo equipo experimental ha completado el estudio anterior mediante la reacción ¹⁰B(³He, pααα). Este último experimento se ha realizado en el recientemente inaugurado acelerador Tamden del Centro de Micro-análisis de Materiales de la Universidad Autónoma de Madrid.

Las etapas siguientes de la vida de una estrella dependen de su masa. Estrellas conm masas menores a aproximadamente 8 masas solares no alcanzan en su centro la temperatura suficiente para iniciar la combustión del Carbono. Estas estrellas finalizan sus vidas expulsando sus capas exteriores, dando así lugar a la formación de una Nebulosa Planetaria que contiene, aproximadamente, la mitad de la masa inicial de la estrella.

En el centro de la Nebulosa queda una pequeña estrella que se contrae más y más hasta originar una enana blanca. En 1930, Subrahmanyan Chandrasekhar demostró la existencia de un valor máximo para la masa de una enana blanca, conocido como masa límite de Chandrasekhar. Una estrella con una masa mayor (~ 1,44 masas solares) no es estable y colapsa.

Las estrellas con masas mayores de 8 masas solares pasan por sucesivas etapas de combustión y contracción quemando cada vez elementos más pesados. Las diferentes etapas de combustión son: combustión de Carbono, Neón, Oxígeno, y finalmente Silicio. Cada uno de estos procesos de combustión ocurre a temperaturas cada vez más elevadas como se ha podido comprobar en presencia de grandes densidades y temperaturas en el centro de la estrella de 25 masas solares durante sus diferentes etapas de combustión nuclear.

Fin de la Primera Parte.

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