Las estrellas son centros de fusión nuclear donde se crean elementos químicos desde los más ligeros hasta los más pesados. Los elementos más ligeros se combinan mediante fusión nuclear para formar elementos más pesados. La energía liberada durante esta reacción se utiliza para mantener la temperatura y la presión del núcleo de la estrella.
La cantidad de energía liberada durante la fusión depende de la masa de los núcleos atómicos que se fusionan. Sin embargo, cuanto más pesados son los núcleos, menos energía se libera.
Existe una barrera de inestabilidad nuclear proveniente del hierro.
El hierro es el elemento químico con núcleo más estable. La fusión de dos núcleos de hierro no libera energía, sino que, por el contrario, la absorbe. Por eso la fusión nuclear se detiene en el hierro. Es decir, más allá del hierro, la formación de elementos más pesados requeriría un aporte de energía en lugar de liberar energía, a diferencia de la fusión de elementos más ligeros que el hierro.
Esto se explica por el valle de estabilidad de los núcleos atómicos y los procesos nucleares involucrados.
Cuando elementos más ligeros se fusionan en el núcleo de una estrella, se libera energía porque la masa del núcleo resultante es ligeramente menor que la suma de las masas de los núcleos originales. Los núcleos más ligeros que el hierro pueden liberar energía fusionándose para alcanzar una configuración más estable.
A partir de Z=20, los núcleos, a medida que crecen, deben integrar cada vez más neutrones en comparación con protones. Así, más allá del hierro (número atómico Z=26), la fusión nuclear requiere absorber energía en lugar de liberarla. Es decir, para núcleos más pesados que el hierro, la fusión conduce a núcleos menos estables y requiere entrada de energía en lugar de liberación de energía.
Aquí es donde se encuentra la barrera de inestabilidad nuclear.
Fuera del núcleo de las estrellas envejecidas, en las capas exteriores, se producen procesos responsables de la formación de elementos más pesados que el hierro.
La captura lenta de neutrones, también llamada proceso s, es uno de los dos principales procesos de captura de neutrones que contribuyen a la formación de elementos más pesados que el hierro.
En la fase de gigante roja, la estrella sufre reacciones nucleares, liberando energía. Los núcleos ligeros presentes en la capa exterior de la estrella capturan lentamente neutrones, formando núcleos inestables. Algunos de los núcleos formados por captura de neutrones sufren luego desintegración beta, donde un neutrón se convierte en un protón, aumentando así el número atómico del núcleo.
Este proceso se repite varias veces, dando lugar a la formación de elementos más pesados de forma progresiva. Estos elementos se extienden más allá del hierro en la tabla periódica.
Los elementos formados por el proceso s son expulsados al espacio cuando la estrella expulsa sus capas exteriores como una nebulosa planetaria.
El proceso s se caracteriza por capturas lentas de neutrones, de ahí su nombre. Es responsable de la producción de muchos elementos pesados estables como la plata, el bario y el plomo.
El otro proceso es un proceso rápido de captura de neutrones, llamado proceso r. Ocurre durante explosiones de supernovas o durante la fusión de dos estrellas de neutrones. Este proceso libera una gran cantidad de neutrones. Al capturar rápidamente neutrones, los núcleos de los átomos se vuelven inestables. Un cierto número de núcleos inestables sufren desintegración beta, donde un neutrón se transforma en un protón y emite un electrón y un antineutrino. Esto aumenta el número atómico, convirtiendo el elemento en uno más pesado.
El proceso r es responsable de la producción de elementos como el oro, el platino y el uranio en el universo.
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