El 1 de noviembre de 1952, en Enewetak, un atolón en el Océano Pacífico, tuvo lugar el experimento Ivy Mike, la primera explosión de una bomba nuclear de hidrógeno.
En este artefacto, la mayor parte de la energía procedía de una bomba atómica de fisión, que producía las condiciones necesarias para la fusión de dos isótopos de hidrógeno: deuterio y tritio, para producir helio, neutrones y mucha más energía, aumentando los efectos devastadores de la explosión.
La explosión Ivy Mike (Wikipedia)
Hace unos días, mi amigo JG me planteó una pregunta, no porque él no sepa la respuesta (más bien todo lo contrario): ¿Por qué las las bombas de hidrógeno liberan su energía en una fracción de segundo y en cambio las estrellas, que poseen enormes cantidades de hidrógeno, mantienen reacciones de fusión de una manera estable durante millones de años?
La respuesta se puede resumir en una palabra: equilibrio.
En la explosión de un arma nuclear no hay equilibrio. Una vez iniciada la reacción no hay nada que se oponga a la presión de la radiación. La energía es liberada al medio circundante, en el que los valores de presión y temperatura son muy inferiores a los del lugar en el que se produce la reacción. La generación de energía prosigue hasta que se acaban los reactivos o hasta que dejan de darse las condiciones para que la reacción continúe.
En cambio, una estrella es un sistema en equilibrio entre la presión producida por la gravedad, que tiende a comprimir la estrella y la presión producida por la radiación de las reacciones nucleares, que tiende a expandir la estrella.
Por un lado, las reacciones nucleares son muy sensibles a la temperatura, concretamente la producción de energía de la cadena protón – protón (la reacción de fusión dominante en una estrella como el Sol) es proporcional a la densidad multiplicada por la cuarta potencia de la temperatura:
Q p-p= k r T4
Por otro, del teorema del virial (que relaciona la energía potencial de un sistema con su energía interna) aplicado a una estrella, se deduce que cuando la estrella se comprime su temperatura aumenta, mientras que cuando se expande su temperatura disminuye.
Por tanto, si en una estrella que está en equilibrio la producción de energía en el núcleo aumenta, la presión de radiación será mayor que la presión de la gravedad, la estrella se expandirá, su densidad disminuirá y la temperatura descenderá. Como consecuencia de ello, la producción de energía en el núcleo que es proporcional a la densidad y a una potencia de la temperatura disminuirá, y la producción de energía en el núcleo disminuirá, con lo que la estrella volverá a la situación inicial de equilibrio.
La justificación matemática de este razonamiento se encuentra en los textos de teoría de la estructura y evolución estelar, por ejemplo en:
An Introductionto the Theory of Stellar Structure and Evolution
Dina Prialnik
Cambridge University Press 2010
No obstante, cuando en circunstancias especiales, las condiciones de equilibrio no se pueden mantener, las estrellas hacen explosión y se convierten en supernovas, pero eso lo trataré en otra ocasión.
Gracias, Gerardo, por tu apoyo.
ResponderEliminarEfectivamente es como dices, las estrellas lo tienen muy difícil por la baja probabilidad de ocurrencia del primer paso de la cadena protón protón (la producción de deuterio), que se salva por el enorme número de protones que contiene un núcleo estelar. De hecho, en las bombas atómicas no se introduce hidrógeno, sino directamente deuterio y se usa además un componente que no está en las estrellas: el tritio (un isótopo de hidrógeno con un protón y dos neutrones) que reacciona más faácimente con el deuterio para producir helio.