Las reacciones termonucleares del Sol no se detendrán si “la menor cantidad” de hierro ingresa al núcleo. De hecho, el hierro está presente en el Sol en este momento: vemos su firma espectral en la luz solar. En el Sol, hay aproximadamente un átomo de hierro por cada 31.600 átomos de hidrógeno.
¿De dónde viene el hierro en el sol?
El Sol no hizo este hierro, por cierto. Fue creado en los núcleos de otras estrellas más grandes, que luego explotaron como supernovas y extendieron el hierro por el cosmos. Cuando el Sol se formó en su vivero estelar, ya había átomos de hierro presentes de la generación anterior de estrellas.
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El Sol finalmente morirá, pero no por la acumulación de hierro. El Sol nunca estará lo suficientemente caliente como para fusionar su propio núcleo de hierro, por lo que el hierro que actualmente habita en el Sol es todo el hierro que tendrá.
Pero el hierro es la causa principal de muerte de las estrellas mucho más masivas. ¿Cómo sucede eso?
Para entender por qué el hierro mata a las grandes estrellas, debes entender algo sobre cómo funciona la fusión nuclear. Empecemos con lo básico. Durante la vida de una estrella, lo que llamamos su secuencia principal , la estrella produce la mayor parte de su energía al fusionar hidrógeno en helio. En el Sol, aproximadamente 600 millones de toneladas de hidrógeno se convierten en 596 millones de toneladas de helio por segundo . (No se preocupe, tiene suficiente hidrógeno para durar mucho, mucho tiempo). Es posible que haya notado que la masa de helio es 4 millones de toneladas menos que la masa inicial de hidrógeno. ¿Qué fue de esos 4 millones de toneladas?
En pocas palabras, se transformaron en energía. Cada vez que el hidrógeno se fusiona en helio, una pequeña cantidad de masa “falta”. La masa que falta se libera en forma de energía, principalmente calor y luz. El calor y la luz proporcionan la presión que evita que la estrella se derrumbe bajo su propia gravedad.
Cuanto más grande es la estrella, más presión se necesita para evitar el colapso gravitacional. Las estrellas muy masivas fusionan la mayor parte del hidrógeno en sus núcleos en un período de tiempo relativamente corto. De hecho, si bien la vida útil general del Sol se puede medir en miles de millones de años, las estrellas más masivas sobreviven solo unos pocos millones de años, miles de veces más cortas.
El helio, que es más pesado que el hidrógeno, se dibuja gravitacionalmente hacia el centro de la estrella, que también resulta ser una propiedad de fusión nuclear de primer orden. Una vez que se ha acumulado suficiente helio en el núcleo de la estrella, sofoca las reacciones de fusión de hidrógeno. Privado de la energía que sostiene el volumen de la estrella, comienza a colapsar. A medida que colapsa, la temperatura en el núcleo se dispara, hasta que finalmente se calienta lo suficiente como para fusionar helio. En una segunda ronda de reacciones de fusión, el helio se fusiona en carbono, nitrógeno y oxígeno. Esto proporciona una suspensión temporal de la ejecución de la estrella.
Para nuestro Sol, la vida prácticamente se detendrá aquí. Nuestro Sol simplemente no puede calentarse lo suficiente como para desencadenar una tercera ronda de reacciones de fusión. Pero las estrellas más grandes pueden, y lo hacen. El carbono, el nitrógeno y el oxígeno se fusionan en una serie de elementos cada vez más pesados. Cada vez, parte de la masa de los reactivos nucleares “falta”, se convierte en energía para mantener la vida, pero es un juego de rendimientos decrecientes. Cada ronda de fusión proporciona menos recompensa que la ronda anterior.
Eventualmente, una estrella muy masiva construirá un núcleo de hierro. Y ahí es donde comienza el problema.
A diferencia de los elementos que lo precedieron, el hierro absorbe energía cuando se fusiona, en lugar de liberarlo. Cuando la estrella intenta desencadenar otra ronda de reacciones de fusión al apretar su núcleo de hierro, encuentra que la energía de mantenimiento se agota rápidamente. Sin la presión de sostener la masa de la estrella contra la increíble fuerza de la gravedad, el núcleo de la estrella se derrumba catastróficamente. En un rebote de proporciones titánicas, la estrella explota en pedazos: una explosión de supernova.
Entonces, para repetir lo que ya hemos dicho: el Sol tiene hierro, bastante, de hecho. Este hierro no matará al Sol, pero si el Sol fuera significativamente más masivo, algún día crearía un núcleo de hierro por sí mismo y luego explotaría.
