Introducción

La nucleosíntesis estelar es el proceso por el cual se crean nuevos elementos químicos a partir de reacciones nucleares que ocurren en el interior de las estrellas. Este proceso es fundamental para la formación de todos los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio en el universo.

Etapas de la Nucleosíntesis Estelar

Etapa Primordial

En los primeros minutos después del Big Bang, la temperatura del universo era extremadamente alta (10¹⁰ K). En estas condiciones, se formaron protones (p⁺), neutrones (n), electrones (e^–), fotones (γ), positrones (e⁺), neutrinos (ν) y antineutrinos (ν). Las siguientes reacciones estaban en equilibrio:

• n → p⁺ + e^– + ν
• p⁺ + e^– ↔ n + ν
• n + e⁺ ↔ p⁺ + ν

A medida que la temperatura descendía (10⁹ K), se formó deuterio (²H) a través de la siguiente reacción:

• p⁺ + n → ²H + γ

Etapa Estelar

En el interior de las estrellas, la temperatura y la presión son lo suficientemente altas como para que ocurran reacciones de fusión nuclear. Estas reacciones fusionan núcleos ligeros para formar núcleos más pesados, liberando energía en el proceso. La principal reacción de fusión en las estrellas es la cadena protón-protón (PP), que convierte hidrógeno en helio.

Cadena Protón-Protón (PP)

Existen varios mecanismos de formación de helio en las estrellas, siendo la cadena protón-protón la principal. Esta cadena se divide en tres ramas principales:

PPI:

• ¹H + ¹H → ²H + e⁺ + ν + 0.42 MeV
• ²H + ¹H → ³He + γ + 5.49 MeV
• ³He + ³He → ⁴He + 2 ¹H + 12.86 MeV

PPII:

• ³He + ⁴He → ⁷Be + γ
• ⁷Be + e^– → ⁷Li + ν
• ⁷Li + ¹H → 2 ⁴He

PPIII:

• ⁷Be + ¹H → ⁸B + γ
• ⁸B → ⁸Be + e⁺ + ν
• ⁸Be → 2 ⁴He

Formación de Elementos más Pesados

A medida que las estrellas envejecen, la temperatura y la presión en su núcleo aumentan, permitiendo la formación de elementos más pesados que el helio. Algunas de estas reacciones son:

• ⁴He + ⁴He ↔ ⁸Be
• ⁸Be + ⁴He ↔ ¹²C + γ + 7.367 MeV
• ¹²C + ⁴He → ¹⁶O + γ

En estrellas masivas, se pueden producir elementos aún más pesados a través de reacciones como:

• ¹²C + ¹²C → ²⁰Ne + ⁴He
• ¹²C + ¹²C → ²³Na + ¹H
• ¹²C + ¹²C → ²³Mg + n
• ¹²C + ¹²C → ²⁴Mg + γ
• ¹⁶O + ¹⁶O → ²⁸Si + ⁴He
• ¹⁶O + ¹⁶O → ³¹P + ¹H
• ¹⁶O + ¹⁶O → ³¹S + n
• ¹⁶O + ¹⁶O → ³²S + γ

Supernovas

Las supernovas son explosiones estelares que liberan enormes cantidades de energía y materia al espacio interestelar. Durante una supernova, se producen elementos aún más pesados a través de reacciones de captura de neutrones y otros procesos. Un ejemplo de reacción en una supernova es:

• ⁵⁶Fe + γ → 13 ⁴He + 4n

Partículas Subatómicas

Los quarks son partículas elementales que interactúan fuertemente para formar la materia nuclear y los hadrones. Existen seis tipos de quarks:

• Arriba (up): Isospín +1/2
• Abajo (down): Isospín -1/2
• Encanto (charm): Encanto +1
• Extraño (strange): Extrañeza -1
• Tope (top) o verdad (truth): Superioridad (topness) +1
• Fondo (bottom) o belleza (beauty): Inferioridad (bottomness) -1

Los quarks también tienen una propiedad llamada «color», que no se refiere al color visible, sino a un tipo de afinidad responsable de la interacción nuclear fuerte. Esta interacción es mediada por partículas llamadas gluones.

Otros tipos de partículas subatómicas son:

• Fermiones: Partículas con espín semi-entero (1/2, 3/2, etc.). Los quarks y los leptones son fermiones.
• Leptones: Fermiones con espín 1/2 que no experimentan la interacción nuclear fuerte. Ejemplos: electrones, muones, taus y sus neutrinos.
• Bosones: Partículas con espín entero (0, 1, 2, etc.). Ejemplos: fotones, gluones, gravitones.
• Mesones: Bosones con espín entero 0 o 1, compuestos por un quark y un antiquark.
• Bariones: Compuestos por tres quarks. Ejemplos: neutrones y protones.