protones y neutrones se juntan para
formar un núcleo atómico, la
combinación resultante es más estable
y contiene menos masa que esos
mismos protones y neutrones por
separado. Al formarse la combinación,
el exceso de masa se convierte en
energía y se dispersa por radiación.
Mil toneladas de hidrógeno, cuyos
núcleos están constituidos por un solo
protón, se convierten en 993 toneladas
de helio, cuyos núcleos constan de dos
protones y dos neutrones. Las siete
toneladas restantes de masa se emiten
en forma de energía.
Las estrellas como nuestro Sol radian
energía formada de esta manera. El Sol
convierte unas 654.600.000 toneladas
de hidrógeno en algo menos de
650.000.000 toneladas de helio por
segundo. Pierde por tanto 4.600.000
toneladas de masa cada segundo. Pero
incluso a este ritmo tan tremendo, el
Sol contiene suficiente hidrógeno para
mantenerse todavía activo durante
miles de millones de años.
Ahora bien, llegará el día en que las
reservas de hidrógeno del Sol lleguen
a agotarse.
¿Significa eso que el proceso de fusión
se parará y que el Sol se enfriará?
No del todo. Los núcleos de helio no
representan el empaquetamiento más
económico de los protones y
neutrones. Los núcleos de helio se
pueden fusionar en núcleos aún más
complicados, tan complicados como
los del hierro. De este modo se seguirá
emitiendo energía.
Pero tampoco mucha más. Las 1.000
toneladas de hidrógeno que, según
hemos dicho, se fusionan en 993
toneladas de helio se pueden fusionar
luego en 991,5 toneladas de hierro. Al
pasar de hidrógeno a helio se
convierten en energía siete toneladas
de masa, pero sólo una y media al
pasar de helio a hierro.
Y al llegar al hierro entramos en una
vía muerta. Los protones y neutrones
del núcleo de hierro están
empaquetados con una estabilidad
máxima. Cualquier cambio que se
produzca en el hierro, ya sea en la
dirección de átomos más simples o de
átomos más complejos, no emite
energía sino que la absorbe.
Podemos decir por tanto que cuando
la estrella alcanza la fase del helio ha
emitido ya unas cuatro quintas partes
de toda la energía de fusión
disponible; al pasar al hierro emite la
quinta parte restante y allí se acaba la
historia.
Pero ¿qué sucede después?
Al pasar a la etapa de fusión posterior
al helio el núcleo de la estrella se torna
mucho más caliente. Según una teoría,
al llegar a la etapa del hierro se vuelve
lo bastante caliente como para iniciar
reacciones nucleares que producen
cantidades enormes de neutrinos. El
material estelar no absorbe los
neutrinos: tan pronto como se forman
salen disparados a la velocidad de la
luz, llevándose energía consigo. El
núcleo de la estrella pierde energía, se
enfría de forma bastante brusca y la
estrella se convierte por colapso en
una enana blanca.
En el curso de este colapso, las capas
exteriores, que aún poseen átomos
menos complicados que los de hierro,
se fusionan todos a un tiempo,
explotando en una «nova». La energía
resultante forma átomos más
complicados que los de hierro, incluso
de uranio y más complejos aún.
Los restos de tales novas, que
contienen átomos pesados, se mezclan
con el gas interestelar. Las estrellas
formadas a partir de ese gas, llamadas
«estrellas de la segunda generación»,
contienen pequeñas cantidades de
átomos pesados que jamás podrían
haber conseguido a través del proceso
de fusión ordinario. El Sol es una
estrella de la segunda generación. Y
por eso, hay oro y uranio en la Tierra.
Isaac Asimov
