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El Sol no podría brillar sin el carbono de su interior

El Sol brilla gracias a un delicado equilibrio en su interior: la gravedad y la presión generada por la fusión nuclear luchan por contraer o expandir la estrella. Durante este proceso los núcleos de hidrógeno se fusionan para formar helio, pero para hacerlo necesitan que otros núcleos atómicos actúen como catalizadores.

El Sol no podría brillar sin el carbono de su interior (Jose Luis Oltra)
El Sol no arde, explota. El mecanismo interno del Sol, lo que lo hace brillar y ser una bola gigantesca de gas y plasma a temperaturas extremas está más relacionado con lo que ocurre en una bomba atómica que con lo que ocurre en una hoguera o una llama. Al fin y al cabo el fuego, ya sea de una llama de un mechero, de una cerilla o de un incendio forestal, se produce como resultado de una reacción química. Un cierto combustible reacciona con el oxígeno molecular del aire para producir dióxido de carbono y alguna sustancia más de desecho y, por supuesto, energía. Por otro lado, lo que mantiene activa a una estrella es la fusión nuclear que ocurre en su interior.
Esta fusión nuclear es precisamente lo que el nombre sugiere: un proceso por el cual se fusionan dos núcleos atómicos para formar uno más pesado, liberando energía en el proceso. En concreto los procesos de fusión que alimentan a una estrella durante la mayor parte de su vida son aquellos que consiguen transformar cuatro núcleos de hidrógeno en un núcleo de helio. Esto es así para cualquier estrella, sin importar que tenga una centésima o cien veces la masa de nuestro Sol. Las estrellas más masivas, sin embargo, sí consiguen fusionar elementos más pesados tras agotar todo el hidrógeno de sus regiones interiores. Hay estrellas que incluso llegan a producir hierro y níquel mediante procesos de fusión nuclear, pero son minoría.
El hidrógeno es el elemento más abundante del universo, seguido del helio y esta es la principal razón de que sea ese el combustible que utilizan las estrellas: básicamente no hay otra cosa en cantidades suficientes. Además, por ser los elementos más ligeros, sus reacciones de fusión liberan proporcionalmente más energía que las de elementos más pesados, donde donde la fusión de la misma cantidad de nucleones (protones y neutrones) produce una cantidad menor de energía. Pero estas reacciones de fusión no ocurren directamente. No se juntan cuatro protones en un lugar concreto y con la presión y temperatura suficientes se transforman en un núcleo de helio. Existen diferentes procesos capaces de llegar a este resultado.
El Sol no podría brillar sin el carbono de su interior

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El principal y el que menos nos sorprende es el que va fusionando varios núcleos de hidrógeno, protones, y tras varios pasos intermedios los convierte en helio. Este proceso empieza con dos protones que consiguen sobreponerse a la repulsión eléctrica que sienten gracias a las increíbles presiones del interior de una estrella. Al fusionarse uno de estos protones se transforma en un neutrón y forma un núcleo de deuterio
En el proceso de transformación del protón a neutrón se emiten además un positrón y un neutrino, por la conservación de las diferentes cargas fundamentales. Este núcleo de deuterio poco tiempo después choca con otro protón y forma un núcleo de helio-3, liberando además energía en forma de luz, emitiendo un fotón. El 3 al final de “helio-3” representa la cantidad de nucleones que forman el isótopo concreto del helio (o de otros elementos que se nombrarán más adelante). Este núcleo de helio-3 chocará antes o después con otro núcleo idéntico, formado por un proceso idéntico y darán lugar al núcleo de helio-4, emitiéndose dos protones en el proceso. Con todo el resumen de la reacción será que seis protones han dado lugar a un núcleo de helio y dos protones, más un par de positrones, de neutrinos y de fotones. Puesto que tenemos dos protones repetidos a ambos lados, podemos simplificar el asunto diciendo que cuatro protones han dado lugar a un núcleo de helio-4 más algunos positrones, neutrinos y fotones.
Pero como ya hemos dicho antes, esta no es la única opción. Esta serie de reacciones mencionadas recibe el nombre de cadena protón-protón. Otra serie de reacciones importantes, que contribuye a la energía producida por el Sol y especialmente por estrellas algo más masivas es el conocido como ciclo CNO, pues involucra reacciones con carbono, nitrógeno y oxígeno. Además del hidrógeno y helio que componen la mayoría de la masa de una estrella, estos objetos también contienen pequeñas cantidades de otros elementos. El Sol por ejemplo contiene un 1 % de oxígeno, un 0’3 % de carbono y un 0’2 % de neón. Estas cantidades, aunque pequeñas, son suficientes para activar el ciclo CNO.
Este ciclo empieza con un protón y un núcleo de carbono-12, el isótopo más abundante del carbono, que es estable. Dada la temperatura y presión suficiente, estos dos núcleos se fusionarán en un núcleo de nitrógeno-13, inestable. Al cabo de una pequeña fracción de segundo el nitrógeno-13 decaerá en carbono-13, emitiendo un positrón y un neutrino al hacerlo. Ahora este carbono-13, que también es estable, podrá fusionarse con un protón para dar lugar a un núcleo de nitrógeno-14, que también es estable. A su vez este núcleo se fusionará con otro protón, produciendo un núcleo de oxígeno-15 que al ser inestable decaerá rápidamente en un núcleo de nitrógeno-15 emitiendo otra vez un positrón y un neutrino en el proceso. Por último el núcleo de nitrógeno-15 recién formado chocará con un protón, produciendo un núcleo de carbono-12 y un núcleo de helio-4. Por tanto tendremos que otra vez la reacción podrá resumirse diciendo que cuatro protones han formado, con la ayuda de un núcleo de carbono-12, un núcleo de helio-4 y un par de positrones y de neutrinos. Es decir, el carbono-12 funciona como un catalizador, un facilitador de la reacción que no se gasta o consume durante ésta.
Al involucrar núcleos más pesados, las energías necesarias para que ocurra este ciclo CNO son mayores que en el caso de la cadena protón-protón. Es por esto que en estrellas pequeñas este ciclo apenas contribuye a la energía total producida mediante fusión nuclear, mientras que en las estrellas apenas más masivas que el Sol pasa a ser la fuente principal de energía que mantiene activa a la estrella. En el Sol la contribución principal es la de la cadena p-p, pero aún así el ciclo CNO produce una cantidad considerable de energía, tanta que podríamos decir que el Sol no podría brillar como lo hace si no fuera por esa minúscula cantidad de carbono que contiene.
Referencias:
Adelberger, Eric G.; et al. (12 April 2011). "Solar fusion cross sections. II. The pp chain and CNO cycles". Reviews of Modern Physics. 83, doi:10.1103/RevModPhys.83.195
Agostini, M.; Altenmüller, K.; et al. (The BOREXINO collaboration) (25 June 2020). "Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun". Nature. 587, doi:10.1038/s41586-020-2934-0

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