En el post anterior, les comentaba cerca de la participación de Asimov en una revista, donde respondía a preguntas que le hacían los lectores. Ciertamente, muchas de las respuestas las sabía, las conocía o me sonaban.
Asimov tiene un don al explicarse. El treball de recerca (una especie de trabajo de fin de carrera para el instituto) lo hice acerca de las estrellas y los agujeros negros. Cosas que me había costado algunos días y diversas paginas de información, aparecen explicadas aquí de una mejor forma y coherencia. (Claro que yo profundicé algo mas (formulas… etc).) De todas formas, me parece algo fascinante y quiero compartirlo (si aun no lo han leído :P).
¿Hasta dónde puede llegar el proceso de fusión dentro de una estrella?
Cuando un número determinado de 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.
Un equipo de expertos ha descubierto varios ejemplares de estrellas enanas blancas con una característica inusual: sus atmósferas son de carbono y no hay evidencias de hidrógeno ni helio, los dos ingredientes principales del “combustible” habitual de este tipo de estrellas. Según explican en un artículo publicado hoy en la revista Nature, esta composición no había sido observada antes en ese tipo de estrellas, por lo que podría dar lugar a una nueva categoría de astro.
Cuarenta y una neuronas pueden parecer una gota de agua en el océano de los miles de millones de células nerviosas que forman nuestro cerebro. Pero son suficientes para devolverle la capacidad de hablar a Eric Ramsey.
Absolutamente atónito se quedó el inventor John Kanzius, ingeniero jubilado de Pennsylvania, cuando al calentar una mezcla de agua y sal Morton con un dispositivo de radiofrecuencia ideado por él mismo para combatir el cáncer, el líquido soltó una fuerte llamarada.
Navegando por la red, encontré un texto realmente interesante de Isaac Asimov. Reflexiona sobre las diferencias entre un cerebro humano y un computador.