Pensándolo bien...
Tras el descubrimiento por Becquerel de la radiactividad en 1896, se desplazó el foco de la Ciencia hacia la energía nuclear. Asthon concluía en 1920 que cuatro núcleos de hidrógeno eran más pesados que un átomo de helio. A partir de ello, Eddington sugirió que la energía del Sol proviene de la conversión de hidrógeno en helio, con lo que esta liberación de energía de enlace, debía ser la forma mediante la que las estrellas producían la energía. Se avanzó en la comprensión de los núcleos atómicos con los experimentos de penetración de la barrera de Coulomb que llevaron a cabo Gamow, Gurney y Condon, con la intervención de Atkinson y Houtermans, que permitieron concluir que el efecto túnel juega un papel clave en la generación de energía en las estrellas, a través de la fusión nuclear.
La primera fase en la historia nuclear de una estrella es la fusión de hidrógeno en helio, como producto final. Se identificaron dos vías para la fusión del hidrógeno: la denominada cadena protón-protón y el ciclo CON. Estos trabajos fueron los pioneros y sentaron las bases de los estudios sobre producción de elementos en las estrellas, denominado teoría de la nucleosíntesis, que lideró el astrónomo británico Fred Hoyle. También, inspiraron el estudio de las abundancias en el sistema solar que llevaron a cabo Suess y Urey. Cuando se representó la abundancia frente a la masa, la distribución mostraba una curva compleja que abarcaba hasta 10 órdenes de magnitud, siendo hidrógeno y helio las especies más abundantes y un segundo pico que corresponde al hierro situado a 1/10000 de abundancia y más allá se encuentran, en zonas de abundancia mucho más baja, los elementos más pesados. La presencia de varios máximos se atribuyó a efectos propios de física nuclear, como la existencia de núcleos fuertemente enlazados, como el 56Fe o el papel de las configuraciones de capa cerrada dispuestas según los “números mágicos” de nucleones, 50, 82 y 126.
Las estrellas aparecen como los lugares probables donde se “cocinan” la mayoría de los elementos cósmicos. La detección del tecnecio en el espectro de varias estrellas gigantes, lograda por Merrill en 1952, así lo atestigua. El Tecnecio es el elemento más ligero que no tiene isótopos estables. Como su forma de mayor vida media, el 98Tc, realmente tiene una vida media corta, que es de 4.2 millones de años y, por tanto, se debió generar, probablemente, in situ en las estrellas. Si se compara este dato con la edad de la galaxia, cifrada en 10.000 Megaaños, concluiremos que la nucleosíntesis se sigue produciendo en estos momentos. Curiosamente, los artículos que propusieron la nucleosíntesis se publicaron en 1957 (Hoyle y col. y Cameron), casi un siglo después de que Darwin tratara el origen de las especies biológicas. Ha transcurrido más de medio siglo y ha florecido la astrofísica y la astroquímica nuclear, como una disciplina multidisciplinar con el foco puesto en la comprensión de la producción de energía en las estrellas y el origen de los elementos químicos del Universo. Desde la astrofísica computacional y teórica, la cosmoquímica y la física nuclear se ha desencadenado una auténtica revolución de la historia nuclear del Universo. El empleo de los observatorios espaciales ha abierto nuevas ventanas y hoy se puede estudiar el Cosmos con mayor rigor que nunca. Hoy se hacen estudios constantemente a partir de observaciones multi-frecuencias, como la incorporación en satélites de detectores Ultravioleta, rayos X y rayos gamma que junto con las observaciones desde telescopios ópticos y radiotelescopios situados en tierra, analizan el comportamiento de las estrellas y de sus explosiones a diferentes longitudes de onda. Paralelamente, la abundancia estelar se estudia espectroscópicamente y los cosmólogos disponen de ratios de abundancia isotópica a partir de granos micrométricos pre-solares extraídos de meteoritos. Esos granos se encapsulan y se obtiene una información sobre los procesos nucleares acaecidos en los procesos de condensación en estrellas lejanas y la traslación a anomalías isotópicas con respecto al material solar que forma la masa material del conjunto.
Gracias a los supercomputadores se ha podido abordar el estudio de fenómenos físicos complejos implicados en la nucleosíntesis, como el transporte de energía convectiva y radiativa mediante los fotones y los neutrinos, mezclando materia a través de flujos de convección o estimulados por la rotación estelar y la propagación de llamas en las estrellas. En Física nuclear se han desarrollado, también, nuevas técnicas experimentales y teóricas para determinar las interacciones nucleares próximas a las energías estelares, a la denominada ventana de Gamow, con lo que se ha reducido el problema asociado a la extrapolación de medidas de altas energías accesibles a un laboratorio de energías estelares. Así es como se han estudiado y explorado las propiedades de los núcleos muy lejos de la estabilidad de la materia a densidades nucleares alejadas de las estándar. Así se aborda el estudio del Universo, desde las cenizas del Big Bang hasta su forma actual. Es todo un bucle de realimentación positivo por el que la Ciencia ampara la tecnología y ésta, a su vez, posibilita que la Ciencia llegue más lejos para, de nuevo, comenzar el ciclo.
La primera fase en la historia nuclear de una estrella es la fusión de hidrógeno en helio, como producto final. Se identificaron dos vías para la fusión del hidrógeno: la denominada cadena protón-protón y el ciclo CON. Estos trabajos fueron los pioneros y sentaron las bases de los estudios sobre producción de elementos en las estrellas, denominado teoría de la nucleosíntesis, que lideró el astrónomo británico Fred Hoyle. También, inspiraron el estudio de las abundancias en el sistema solar que llevaron a cabo Suess y Urey. Cuando se representó la abundancia frente a la masa, la distribución mostraba una curva compleja que abarcaba hasta 10 órdenes de magnitud, siendo hidrógeno y helio las especies más abundantes y un segundo pico que corresponde al hierro situado a 1/10000 de abundancia y más allá se encuentran, en zonas de abundancia mucho más baja, los elementos más pesados. La presencia de varios máximos se atribuyó a efectos propios de física nuclear, como la existencia de núcleos fuertemente enlazados, como el 56Fe o el papel de las configuraciones de capa cerrada dispuestas según los “números mágicos” de nucleones, 50, 82 y 126.
Las estrellas aparecen como los lugares probables donde se “cocinan” la mayoría de los elementos cósmicos. La detección del tecnecio en el espectro de varias estrellas gigantes, lograda por Merrill en 1952, así lo atestigua. El Tecnecio es el elemento más ligero que no tiene isótopos estables. Como su forma de mayor vida media, el 98Tc, realmente tiene una vida media corta, que es de 4.2 millones de años y, por tanto, se debió generar, probablemente, in situ en las estrellas. Si se compara este dato con la edad de la galaxia, cifrada en 10.000 Megaaños, concluiremos que la nucleosíntesis se sigue produciendo en estos momentos. Curiosamente, los artículos que propusieron la nucleosíntesis se publicaron en 1957 (Hoyle y col. y Cameron), casi un siglo después de que Darwin tratara el origen de las especies biológicas. Ha transcurrido más de medio siglo y ha florecido la astrofísica y la astroquímica nuclear, como una disciplina multidisciplinar con el foco puesto en la comprensión de la producción de energía en las estrellas y el origen de los elementos químicos del Universo. Desde la astrofísica computacional y teórica, la cosmoquímica y la física nuclear se ha desencadenado una auténtica revolución de la historia nuclear del Universo. El empleo de los observatorios espaciales ha abierto nuevas ventanas y hoy se puede estudiar el Cosmos con mayor rigor que nunca. Hoy se hacen estudios constantemente a partir de observaciones multi-frecuencias, como la incorporación en satélites de detectores Ultravioleta, rayos X y rayos gamma que junto con las observaciones desde telescopios ópticos y radiotelescopios situados en tierra, analizan el comportamiento de las estrellas y de sus explosiones a diferentes longitudes de onda. Paralelamente, la abundancia estelar se estudia espectroscópicamente y los cosmólogos disponen de ratios de abundancia isotópica a partir de granos micrométricos pre-solares extraídos de meteoritos. Esos granos se encapsulan y se obtiene una información sobre los procesos nucleares acaecidos en los procesos de condensación en estrellas lejanas y la traslación a anomalías isotópicas con respecto al material solar que forma la masa material del conjunto.
Gracias a los supercomputadores se ha podido abordar el estudio de fenómenos físicos complejos implicados en la nucleosíntesis, como el transporte de energía convectiva y radiativa mediante los fotones y los neutrinos, mezclando materia a través de flujos de convección o estimulados por la rotación estelar y la propagación de llamas en las estrellas. En Física nuclear se han desarrollado, también, nuevas técnicas experimentales y teóricas para determinar las interacciones nucleares próximas a las energías estelares, a la denominada ventana de Gamow, con lo que se ha reducido el problema asociado a la extrapolación de medidas de altas energías accesibles a un laboratorio de energías estelares. Así es como se han estudiado y explorado las propiedades de los núcleos muy lejos de la estabilidad de la materia a densidades nucleares alejadas de las estándar. Así se aborda el estudio del Universo, desde las cenizas del Big Bang hasta su forma actual. Es todo un bucle de realimentación positivo por el que la Ciencia ampara la tecnología y ésta, a su vez, posibilita que la Ciencia llegue más lejos para, de nuevo, comenzar el ciclo.
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