FÍSICA NUCLEAR

FUSIÓN NUCLEAR :
 proceso triple alfa es el proceso por el cual tres núcleos de helio (partículas alfa) se transforman en un núcleo de carbono.- ..................................................:http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Especial:Libro&bookcmd=download&collection_id=369edd6872266189287821e30cb6a5e76b1b0567&writer=rdf2latex&return_to=Proceso+triple-alfa





Hoy sabemos que, con matices, ese es exactamente el mecanismo que funciona en el interior del Sol y de la mayoría de las estrellas. Las reacciones nucleares producen una inmensa cantidad de energía a partir de una pequeña cantidad de masa. Considerando la masa total del Sol, podemos a un ritmo muy sosegado generar una increíble cantidad de energía. Esto permitió alargar las estimaciones de la edad del Sol, haciéndolas compatibles con la geología y la biología terrestres. Hoy día se piensa que la edad del Sol es de 4.600 millones de años y que todavía le queda combustible para arder 6.000 millones de años más. El cielo y la tierra están en paz. 

Pero esos matices que hemos mencionado son realmente importantes, sobre todo para la aparición de vida. Las reacciones de fusión nuclear que ocurren en el interior de las estrellas son el mecanismo responsable de la generación de elementos químicos más pesados que el berilio. Como vimos, ese era el gran "fallo" del modelo del Big Bang de Gamow, donde el elemento más pesado que se podía sintetizar era el berilio. Hoyle, enemigo de ese modelo y partidario de un estado estacionario sin instante inicial, perfeccionó las ideas básicas de la nucleosíntesis para buscar la forma de producir los elementos en el interior de las estrellas. Con su trabajo consiguió describir con gran detalle la cadena de reacciones que tienen lugar en las diferentes fases de la evolución de una estrella. 

Una vez que el núcleo de una estrella alcanza los 10 millones de grados, la energía cinética de los núcleos de hidrógeno es lo suficientemente alta como para vencer la mutua repulsión eléctrica que sufren. Recordemos que los núcleos de hidrógeno tienen carga positiva y las cargas iguales se repelen. A partir de ese momento, en las colisiones a gran velocidad y prácticamente frontales, los núcleos pueden acercarse lo suficiente como para que la interacción nuclear los atraiga y mantenga unidos. Dado que su fuerza de atracción es mayor que la repulsión eléctrica, esta unión constituye un núcleo más pesado compuesto por dos protones. Esta situación es inestable energéticamente y se resuelve con la desintegración de uno de los protones en un neutrón, expulsando un neutrino electrónico y un positrón. El neutrino y el positrón escapan y lo que queda es un núcleo de deuterio. Este núcleo de deuterio pueden colisionar con otro protón y se formará un núcleo de He₃, que sí es estable, y emite energía en forma de fotón de rayos gamma. Por último la colisión de dos núcleos de He₃ permite la formación de un núcleo de helio (He₄), liberándose dos protones. En resumen, a partir de cuatro protones hemos sintetizado un núcleo de helio y hemos conseguido energía a cambio. Esta serie de reacciones se conoce como cadena protón-protón y es la principal reacción que tiene lugar en nuestro Sol. 
  

Reacciones de la cadena protón-protón

Pero existe otra alternativa para conseguir helio y energía a partir de cuatro protones. Es el ciclo CNO, y es el principal mecanismo de fusión de hidrógeno para las estrellas más masivas cuyo núcleo está a una temperatura mayor que 15 millones de grados. En nuestro sol también se da el ciclo CNO aunque en una proporción muy baja. Para que este proceso aparezca es indispensable la existencia previa de núcleos de carbono-12, que actúan como catalizadores del proceso, y que tras la síntesis del helio vuelven a quedar como al principio. 

El núcleo de carbono absorbe un protón y se convierte en un núcleo de nitrógeno-13, emitiendo al mismo tiempo un fotón de rayos gamma. Este núcleo es inestable, por lo que un protón del núcleo se desintegra en un neutrón, emitiendo un neutrino y un positrón, y convirtiéndose en un núcleo de carbono-13. Nuevamente, el carbono-13 absorbe un protón y emite un fotón de rayos gamma, y se convierte en un núcleo de nitrógeno-14 estable. El nitrógeno vuelve a absorber un protón del entorno, emitiendo un fotón gamma, y se convierte en oxígeno-15, que de nuevo es inestable. Debido a ello, un protón se desintegra en un neutrón, emitiendo otra vez un neutrino y un positrón, y el núcleo pasa a convertirse en uno de nitrógeno-15. Finalmente, el nitrógeno-15 vuelve a absorber otro protón. La inestabilidad en este caso es tan alta que el núcleo se desintegra, expulsando un núcleo de helio completo y convirtiéndose en carbono-12, como al principio. Al final del proceso, el resultado neto es que cuatro protones se han convertido en un núcleo de helio, como ocurría con la cadena protón-protón. 
  

Reacciones del ciclo CNO

Aunque por lo general ambas reacciones coexisten, mientras haya carbono en la estrella, siempre hay una que domina sobre la otra. El que funcione de forma mayoritaria una u otra depende de la temperatura del núcleo estelar. Y en última instancia de su masa. De todas maneras, la consecuencia es la misma: convertir poco a poco el hidrógeno en helio, liberando energía. Esto es lo que ocurre durante la mayor parte de la vida de la estrella. 

Llega un momento en que la concentración de helio es demasiado alta. A medida que ha pasado el tiempo, el helio, que es más pesado, se ha ido acumulando en el centro del núcleo de la estrella. Cuando su concentración en el centro se ha hecho muy alta, el helio comienza a interferir en las colisiones entre los núcleos de hidrógeno, disminuyendo de forma considerable el número de fusiones en esa zona central, pudiendo incluso detenerse. La estrella sufre un envenenamiento por helio. Debido a esta disminución de las reacciones nucleares, la presión interna disminuye y la estrella se contrae. Esto aumenta la temperatura y estimula así la fusión del hidrógeno en una capa rodeando al núcleo de helio. El núcleo, por su parte, continúa contrayéndose y el helio sigue acumulándose allí. 
  

     
Esta nueva capa de hidrógeno en combustión no tiene que soportar tanto peso como la anterior y la presión de la radiación hace que las capas exteriores de la estrella comiencen a expandirse y como consecuencia de su aumento de superficie, a enfriarse. En esta fase la estrella alcanza dimensiones muy grandes y temperaturas superficiales muy bajas. Se ha convertido en una gigante roja. En el caso del Sol, puede alcanzar un tamaño tan grande como la órbita de la Tierra o quizás mayor incluso. 

A partir de aquí, el destino de la estrella puede tomar varios caminos dependiendo de su masa. Si la estrella tiene poca masa, menos que el Sol, el núcleo permanecerá inactivo y la combustión del helio sólo tendrá lugar en la capa que lo rodea. Pero la estrella, una gigante roja, tiene muy extendidas sus capas exteriores. Su densidad es extremadamente baja y la energía que emite la capa activa es suficiente para evaporarlas. Poco a poco, los chorros de energía provenientes del interior irán "pelando" a la estrella de toda su envoltura. Alrededor de la estrella se formará lo que se conoce como una nebulosa planetaria. Cuando finalmente sólo quede el núcleo desnudo, la estrella abandonará la fase de gigante roja para dar origen a un objeto extremadamente denso llamado enana blanca, concretamente una enana blanca de helio. Reciben el nombre de enanas debido a su pequeño tamaño y blancas debido a la enorme temperatura a la que se encuentran. 
  
Si la estrella tiene una masa similar al Sol, la contracción del núcleo de helio conseguirá aumentar su temperatura hasta superar más de cien millones de grados. Cuando esto ocurre, los núcleos de helio pueden fusionarse entre sí, a través de un proceso llamado triple-alfa, y dar lugar a una nueva tanda de reacciones nucleares. El proceso triple-alfa consiste en la fusión de tres núcleos de helio (llamados también en física nuclear partículas alfa) para dar uno de carbono-12. El proceso ocurre en dos pasos: dos núcleos de helio se fusionan para crear uno de berilio-8 extraordinariamente inestable, emitiendo energía y luego un tercer núcleo de helio debe conseguir colisionar con el berilio antes de que se desintegre, para producir carbono-12 junto con más energía. Esta nueva reacción nuclear vuelve a estabilizar el núcleo de la estrella evitando su colapso. 
  

Reacciones de la cadena triple alfa

Si la estrella no tiene más masa, ocurrirá algo similar al caso anterior. Poco a poco el carbono se irá acumulando en el centro, envenenando las reacciones nucleares. En cuanto las reacciones en el interior de la estrella cesen, la estrella se contraerá. Esto aumentará su temperatura en el interior, lo que provocará que el helio se empiece a fusionar en una capa alrededor del núcleo. A su vez, el hidrógeno se seguirá consumiendo en una capa alrededor de la capa de helio. 
  

   
Al igual que en el caso anterior, las capas exteriores de la estrella se evaporarán, enriqueciendo el medio interestelar con su aporte de carbono, y se formará una enana blanca. En este caso la enana blanca resultante estará compuesta por helio y carbono. Por lo general, la fase de enana blanca es la última fase en la evolución de la mayoría de las estrellas.


cadena protón-protón es una de las dos reacciones de fusión que se producen en las estrellas para convertir elhidrógeno en helio, el otro proceso conocido es el ciclo CNO. Las cadenas protón-protón son más importantes en estrellas del tamaño del Sol o menores. El balance global del proceso es el equivalente de unir cuatro nucleones y dos electrones para formar un núcleo de helio-4 (2 protones + 2 neutrones).- .......................................................:http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Especial:Libro&bookcmd=download&collection_id=41b08cace9f3c61b8574c3a6eee79249a01f7e4c&writer=rdf2latex&return_to=Cadena+prot%C3%B3n-prot%C3%B3n

Las estrellas son enormes aglomeraciones de gas, constituidas principalmente de Hidrógeno, cuya
temperatura es tan alta debido a los procesos termonucleares que ocurren en su interior, que producen
todos los tipos de luz, desde los rayos gamma hasta el radio. Poseen diferentes temperaturas que varían
desde los 2.000 K hasta los 50.000K, pero en el interior la temperatura puede alcanzar millones de
grados K.
La estrella que mejor conoces es el Sol. El Sol es una estrella típica en el Universo. Para entender como
funciona nuestro Sol, es conveniente imaginar su interior como si estuviera formado por diferentes
capas, una dentro de la otra como las capas de una cebolla.



El núcleo

El núcleo solar está formado de gas muy caliente y denso llamado plasma que es como la llama del
fogón de gas de nuestras casas. Alcanza una enorme temperatura, alrededor de los 15 millones de
grados Kelvin.
En el núcleo es donde se genera toda la energía que alimenta la estrella. Debido a la enormes valores de
temperatura y presión, los átomos de Hidrógeno colisionan a gran velocidad. La fuerza de las colisiones
es tan alta que une los núcleos de Hidrógeno formando Helio, en un proceso llamado Fusión Nuclear.
Diversos procesos de fusión generan energía y convierten el Hidrógeno en Helio. 
El más importante se denomina cadena protón-protón.
.

i) Cuando dos protones (núcleos de 1
1H) se
encuentran en las condiciones a las que
están expuestos en el núcleo de una
estrella, se unen. Uno de los protones se
convierte en un neutrón y en otras dos
partículas muy pequeñas, de esta manera
se forma Deuterio (2
1H).
ii) El núcleo de Deuterio se fusiona con otro
de Hidrógeno1
para formar un núcleo de
Helio3
(3
2He), en el proceso se libera
energía en forma de rayos gamma (γ).
iii) Dos de los núcleos de Helio3
se fusionan
formando un núcleo de Helio4
al devolver
dos protones al plasma.

La cantidad de masa disponible para fusionar y liberar energía por este proceso es tan enorme que
mantiene a la estrella brillando por miles de millones de años.
Sin embargo, el ciclo protón–protón no es el único proceso que abastece de energía a las estrellas; al
mismo tiempo, otros mecanismos están actuando en el núcleo de la estrella para generar grandes
cantidades de energía por fusión nuclear, estos mecanismos usan átomos pesados que enriquecen de
metales a la estrella.