Fusión de helio y presión de electrones degenerados

Términos que suenan difíciles

Esta lección explorará algunos términos muy extraños y que suenan aterradores, que incluyen degeneración, cuántica, barrera de Coulomb, destello de helio, presión de electrones degenerados y fusión de helio. Espero no haberte asustado ya. Esos términos suenan bastante mal y en realidad son bastante complejos. Sin embargo, los simplificaré para ti de una manera lógica para que puedas ir y presumir con tus amigos sobre tu nuevo conocimiento después de que lo concretes todo. Todos estos términos pueden usarse fuera del alcance de esta lección, pero por ahora nos centraremos en cómo se relacionan con la fusión de helio en gigantes rojas, estrellas que se han quedado sin hidrógeno para producir energía.

Sus propiedades típicas de un gas

Antes de que podamos explorar cómo las gigantes rojas generan energía, tenemos que dar un pequeño paso atrás y explorar las propiedades de los gases, como los que se encuentran en la Tierra. En la mayoría de los casos, la forma en que se comportan los gases en la Tierra se correlaciona bien con la forma en que se comportan dentro de una estrella. ¿Cómo se comportan estos gases? En pocas palabras: la presión ejercida por un gas es directamente proporcional a la densidad y la temperatura de un gas. Cuando comprime un gas, se vuelve más denso y su temperatura aumenta. Cuando aumenta la temperatura, aumenta la presión.

Dentro de una estrella de secuencia principal, una estrella adulta, una que fusiona hidrógeno para producir helio en su núcleo con el fin de generar energía, hay una especie de sistema de válvula de seguridad que usa este principio. Una estrella adulta normal no se expande como loca ni colapsa debido a un equilibrio mantenido entre la fuerza de gravedad hacia adentro que intenta contraer la estrella y la fuerza expansiva hacia afuera de la presión del gas que lucha contra la gravedad. El estancamiento entre tales fuerzas mantiene la forma y la temperatura de la estrella. Es como un resorte, donde puede presionar hacia abajo sobre el resorte, pero el resorte empujará contra usted para tratar de resistir las fuerzas de compresión.

Si, por ejemplo, la velocidad de las reacciones nucleares en el núcleo de la estrella disminuyera, el núcleo se enfriaría y se contraería debido a las ahora dominantes fuerzas internas. Pero tal compresión en realidad aumentará la temperatura dentro del núcleo según las reglas de gas que describí antes. El aumento de las temperaturas acelera la velocidad de las reacciones termonucleares y el núcleo vuelve a expandirse a un tamaño normal. Sin embargo, si las reacciones termonucleares aumentaran demasiado, el núcleo se expandiría como resultado, se enfriaría a medida que se expande y, por lo tanto, eventualmente se contraería de nuevo a la normalidad.

Superando la barrera de Coulomb

Pero no es así como funcionan las cosas en las gigantes rojas que tienen masas que están entre aproximadamente 0,4 masas solares y aproximadamente dos o tres masas solares. Las gigantes rojas con más de aproximadamente dos o tres masas solares se someten a un inicio gradual de fusión de helio, a diferencia de las primeras, que sufren un destello explosivo de helio. Una estrella de secuencia principal quema hidrógeno y produce helio durante sus reacciones termonucleares para generar energía. Una vez que se agota la cantidad finita de hidrógeno en el núcleo, lógicamente se convierte en un núcleo de helio.

Pero el helio no se fusiona inmediatamente para producir energía a partir de entonces. Eso es porque el núcleo inicialmente no está lo suficientemente caliente para esto. El helio requiere temperaturas mucho mayores para sufrir reacciones termonucleares, que producen carbono a partir del helio. Esto se debe a que los núcleos de helio tienen cargas positivas que son el doble de las de los núcleos de hidrógeno.

Es como si los núcleos de helio fueran imanes opuestos mucho más poderosos que los núcleos de hidrógeno. Esto significa que necesitará velocidades mucho más altas para superar la barrera de Coulomb , que se refiere a la repulsión electrostática entre dos o más cuerpos de carga similar que deben superarse para que comience la fusión nuclear. La única forma de obtener estas velocidades más altas en el núcleo es aumentar la temperatura del núcleo.

El destello y la degeneración del helio

Afortunadamente, a medida que una estrella gigante quema el hidrógeno restante, la gravedad comprimirá el núcleo de helio en un tamaño muy pequeño. Como sabes, esto aumentará la temperatura cada vez más. Y normalmente, esto también aumentaría la presión hacia afuera del gas, haciendo que el núcleo se expanda y se enfríe a partir de entonces. Pero sucede algo diferente bajo presiones, densidades y temperaturas tan extremas como las generadas por las gigantes rojas. Entra en juego la mecánica cuántica.

Bajo presiones y temperaturas internas tan grandes, los átomos pierden sus electrones y están completamente ionizados. Esto significa que el núcleo está hecho de núcleos atómicos y electrones libres. Pero los electrones libres se apiñan tanto en el núcleo que no pueden comprimirse más. Producen una presión muy poderosa que resistirá cualquier contracción adicional del núcleo.

Este proceso se llama degeneración, y los electrones de los que hablé se denominan degenerados. Esto significa que el núcleo está sostenido por una presión de electrones degenerada , una presión que no depende de la temperatura. Esta noción es completamente opuesta a las leyes normales de los gases a las que me referí antes. Como resultado, cuando la temperatura en el núcleo alcanza el nivel necesario para que comience el proceso triple alfa , entonces se puede liberar energía. El proceso triple alfa es cuando tres átomos de helio forman carbono durante una reacción nuclear.

El helio se calienta aún más y este proceso comienza a ocurrir aún más rápido. Pero el aumento de calor, debido a los electrones degenerados, no cambia la presión. Esto significa que el núcleo no se expande ni se enfría. Y debido a esto, la temperatura aumenta cada vez más rápido y el helio se fusiona a velocidades cada vez mayores de una manera repentina y explosiva que se llama destello de helio. Este destello de helio genera más energía por segundo que una galaxia entera.

Resumen de la lección

La presión ejercida por un gas es directamente proporcional a la densidad y la temperatura de un gas. Pero cuando el núcleo de helio de una gigante roja comienza a contraerse, este no es realmente el caso. Eso es porque los electrones libres bajo presiones y temperaturas extremas no pueden contraerse más, y mientras la temperatura aumenta en el núcleo, la presión no lo hace. Este proceso se llama degeneración y los electrones se denominan degenerados. Esto significa que el núcleo de helio está sostenido por una presión de electrones degenerada , una presión que no depende de la temperatura.

Las altas temperaturas generadas en el núcleo ayudan a los núcleos de helio a superar la barrera de Coulomb , que se refiere a la repulsión electrostática entre dos o más cuerpos de carga similar que deben superarse para que comience la fusión nuclear. Los núcleos de helio chocan entre sí y comienza el proceso triple alfa . Esto es cuando tres átomos de helio forman carbono durante una reacción nuclear.

Los resultados del aprendizaje

Después de esta lección, tendrá la capacidad de:

• Resumir las propiedades de los gases en relación con las estrellas y las gigantes rojas.
• Explica que es la barrera de Coulomb
• Describir la degeneración y el proceso triple alfa.

Rodrigo Ricardo Editor y fundador