¿Cual es la importancia ecologica de las reacciones nucleares que suceden en el sol?
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Las reacciones nucleares en las estrellas
Los primeros pasos en el estudio teórico de las estrellas se realizaron al principio del siglo XX por el alemán Karl Schwarzschild y el Británico Arthur Eddington. Schwarzschild aplicó las leyes de la física a una bola de gas para llegar a la primera descripción matemática de una estrella. Un poco más tarde, Eddington completó este trabajo considerando procesos descuidados por Schwarzschild. Consigue, en particular, mostrar que debía existir una relación entre la masa y luminosidad de una estrella ordinaria, lo que fue verificado más tarde por las observaciones.
La fuente de energía de las estrellas
Estos modelos no podían apenas entrar ya en los detalles porque faltaba en la época una información esencial: la fuente de energía de las estrellas. En efecto, para no hundirse bajo su propio peso y continuar brillando, las estrellas necesitaban una gran cantidad de energía. ¿Pero de donde venía?
La primera hipótesis fue un origen químico. ¿Quizá el Sol ardía simplemente como un montón de madera? Los cálculos mostraron que eso era imposible. Hasta considerando combustibles excelentes, las estimaciones teóricas de la duración de vida del Sol llegaban sólo a algunos millares o decenas de millar de años, mucho menos que lo que era requerido.
A finales del siglo XIX, otra posibilidad fue avanzada por el Británico Lord Kelvin y el alemán Herman von Helmholtz. ¿Quizá el Sol se contraía poco a poco y convertía su energía gravitacional en calor?, pero la duración de vida calculada a partir de la contracción Kelvin-Helmholtz era solo del orden de algunas decenas de millones de años, así pues, siempre demasiado corta.
La fuente de energía del Sol quedó un misterio hasta principios de los años treinta, cuando su naturaleza fue por fin descubierta: reacciones nucleares que se producen en el centro de nuestra estrella.
Las reacciones nucleares
La materia ordinaria se forma de entidades microscópicas llamadas átomos. En el centro de cada átomo se encuentra un núcleo, un conjunto que agrupa partículas llamadas protones y neutrones. El núcleo es muy compacto, alrededor de 100.000 veces más pequeño que el propio átomo.
A causa de las temperaturas muy altas que reinan en el centro de una estrella, todas las partículas están muy agitadas. Electrones y núcleos no pueden asociarse en átomos y la materia entonces es ionizada, es decir, formada de electrones y núcleos libres. Las colisiones entre núcleos son muy numerosas, y dos núcleos pueden, a veces, pegarse uno al otro y fusionarse para dar origen a un nuevo núcleo, es lo que se llama una reacción nuclear.
En el Sol, constituido esencialmente por hidrógeno, el resultado final de un conjunto de reacciones nucleares es la transformación de cuatro protones en un núcleo de helio (constituido de dos neutrones y dos protones). La propiedad notable de esta reacción reside en el hecho de que la masa de un núcleo de helio es ligeramente inferior a la suma de las masas de cuatro protones. La reacción nuclear de fusión se acompaña, pues, de una pérdida de masa.
Entonces, Albert Einstein mostró en su teoría de la relatividad que masa y energía son dos tamaños equivalentes. Es su famosa ecuación E=mc2 que enuncia que la energía es igual al producto de la masa por el cuadrado de la velocidad de la luz. En el centro del Sol, la pérdida de masa que acompaña la transformación de cuatro protones en un núcleo de helio corresponde, pues, a una liberación de energía considerable. Es así, transformando una fracción de su masa, que nuestro Sol encuentra la energía necesaria para brillar durante 10 mil millones de años.
Dos tipos de reacciones
La transformación de hidrógeno en helio puede hacerse de dos maneras diferentes. La primera, propuesta por el astrónomo americano Charles Critchfield, se llama cadena protón-protón y comienza con dos protones que se fusionan para formar deuterio, es decir, un núcleo formado de un protón y un neutrón. La otra manera se llama ciclo del carbono. Fue descubierta independientemente por el estadounidense Hans Bethe y el alemán Carl von Weizsäcker en 1938. El ciclo comienza con la colisión de un protón con un núcleo de carbono 12, lo que evidentemente solo es posible si hay carbono presente en la estrella. El resultado final es el mismo que para la cadena protón-protón, haciendo facilitar el carbono las diferentes reacciones.
La proporción de energía que vuelve de nuevo a cada uno de estos procesos depende de la temperatura en el centro de la estrella, así pues, de su masa. Las estrellas, cuya masa es inferior a dos veces la del Sol, tienen una temperatura interna relativamente baja y su producción de energía está controlada por la cadena protón-protón. Las estrellas más masivas son mucho más calientes, lo que vuelve el ciclo del carbono muy eficaz. Este abastece entonces casi la totalidad de la energía.
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