¿De dónde sale el hidrógeno de las estrellas?

Cuando miramos las estrellas en el cielo nocturno, estamos viendo la radiación visible de las estrellas que están a miles de millones o trillones de millas de distancia. De manera similar, cuando ustedes se calientan en el brillo del Sol en su cara en la Tierra, están siendo calentados por esa misma radiación, energía que ha sido empujada fuera de la estrella de nuestro sistema solar. Lo que la mayoría de la gente no sabe es que la energía es el resultado de la fusión nuclear que ocurre en el núcleo del sol. Esa fusión nuclear conduce a cantidades masivas de hidrógeno que se utilizan como energía.

Si el sol ha estado ardiendo durante casi 5.000 millones de años, ¿cómo es que aún no se ha quedado sin hidrógeno? Y lo que es más importante, ¿de dónde sacó el sol todo ese hidrógeno en primer lugar?

Respuesta corta: El Big Bang, pero hay mucho más que eso....

El principio del Universo

Después del Big Bang, que ocurrió hace unos 13.800 millones de años, el universo se estaba expandiendo a un ritmo increíble, y el torbellino de energía y partículas subatómicas era como nada que pudiéramos concebir. Todo en el universo conocido está presente como resultado del Big Bang, pero al principio, las cosas eran muy sencillas.

La descarga inicial de energía llevó a la formación de partículas subatómicas, es decir, protones, neutrones y electrones, pero todas ellas estaban tan encendidas con energía, velocidad y temperatura que volaban unas frente a otras de forma incontrolable. Eventualmente, sin embargo, a medida que la sopa cósmica comenzó a enfriarse (y continuó expandiéndose), esos protones y electrones comenzaron a encontrarse y a unirse. Un protón y un electrón es la composición química del hidrógeno. Lo creas o no, el hidrógeno es el elemento más abundante en el universo, representando cerca de 3/4 de la masa conocida del universo. Esto es seguido por el helio, y más distante, por el oxígeno.

Ahora, cuando estos átomos de hidrógeno y helio se unieron en el mismo comienzo del universo, formaron nubes masivas de partículas, a veces de cientos de miles de años-luz de diámetro. Durante mucho tiempo, existe un equilibrio entre la fuerza interior de la gravedad y la presión exterior de las moléculas unas sobre otras, pero en algún momento se cruza este umbral. Esto causó que estas enormes nubes de partículas comenzaran a colapsar sobre sí mismas, formando pequeñas áreas de partículas extremadamente densas que eventualmente se convertirían en estrellas.

Vemos ejemplos de esto hoy en día en galaxias más antiguas, comúnmente conocidas como galaxias enanas azules, que no tienen la variedad de otros elementos más pesados que las galaxias más jóvenes tuvieron durante su proceso de creación estelar, sin embargo, son cunas estelares prolíficas.

Nace una estrella

Ahora, cuando esas partículas colapsantes forman una bola, el calor y la densidad comienzan a aumentar considerablemente, al igual que la fuerza gravitacional, que atrae más material del espacio circundante. Cuando la presión fuera de esta “bola” coincide con la atracción de la gravedad, ha nacido oficialmente una protoestrella. Basándose en el acceso a la materia prima, a saber, el hidrógeno y el helio, una estrella puede moverse en varias direcciones diferentes.

Si la estrella está baja en materias primas, nunca acumulará suficiente densidad o masa para “encenderse”, por así decirlo, y se convertirá en lo que comúnmente conocemos como enanas marrones. Sin embargo, si una estrella tiene suficiente densidad y calor en su núcleo para encenderse, algo muy emocionante sucede. La fusión del deuterio es el siguiente paso, donde un átomo de hidrógeno, que tiene un protón y un electrón, toma un neutrón. Esta es la forma más básica de fusión, y puede detener el colapso de la estrella en sí misma; el motor ha comenzado. Sin embargo, se dice que las estrellas alcanzan su “fase principal” de la vida una vez que comienza la fusión del hidrógeno.

Esencialmente, la inmensa presión y densidad, cargada con el calor de esos átomos presurizados, causará una reacción en cadena en los protones del hidrógeno, que convertirá al elemento en helio.

La fusión nuclear de este tipo emite cantidades increíbles de energía, y cuando miles y miles de protones chocan y se fusionan cada segundo, puede convertirse en una bola de gas que explota... también conocida como estrella.

A lo largo de la vida de una estrella, la proporción de hidrógeno a helio cambia (inicialmente, es aproximadamente 70% hidrógeno y 30% helio). A medida que más y más hidrógeno se convierte en helio a través de la fusión nuclear, el núcleo se vuelve más y más denso con helio, y el núcleo externo de hidrógeno continúa quemándose, pero no tan brillantemente, y la región en llamas está ocurriendo cada vez más lejos del núcleo. Sin embargo, no se preocupe demasiado por el hidrógeno que se está agotando; recuerde que constituye el 75% del universo... ¡aún queda mucho de él!

La vida útil de una estrella

Puede ser difícil concebir el tamaño masivo de una estrella, así como es difícil imaginar el tamaño de una molécula de hidrógeno, o la inmensidad del espacio, pero basta decir que cuando una estrella se forma, típicamente se prepara para 3-5 mil millones de años de fusión. Es cierto que algunas de las estrellas más inusuales, como las supergigantes, pueden consumir su hidrógeno a velocidades increíbles y quemarse en sólo unos pocos millones de años, terminando en una dramática supernova. En el otro extremo, algunas estrellas son salvajemente eficientes, como las enanas rojas, y probablemente tendrán suficiente combustible para durar cientos de miles de millones de años, pero incluso entonces... todas las cosas mueren.

Cuando una estrella muere, pueden suceder varias cosas, pero cuando se trata de la formación del universo, nada ha sido más útil que las supernovas. Cuando una estrella “se convierte en nova”, explota en una de las vistas más espectaculares del universo, arrojando sus elementos centrales más pesados a través del universo, para ayudar a sembrar otros cúmulos estelares. Así es como se formó nuestra estrella, más de 8 mil millones de años después de que todo comenzara - a partir de los restos de escombros de las supernovas y de las partículas de hidrógeno originales que se formaron después del Big Bang.

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