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La fisión nuclear y la bomba de hidrógeno. El mecanismo básico de la energía estelar y la evolución de una estrella. Diagrama de Hertzsprung-Russell y la secuencia principal. Radio de Schwarzschild y límite de Chandrasekhar. Enanas blancas, estrellas neutrónicas (pulsares) y agujeros negros. Noción de singularidad.

El año de 1945 resultó ser crucial en el desarrollo de la energía atómica de uso militar. El 16 de julio de 1945, casi exactamente a las 5:30 a.m. (hora local) los Estados Unidos detonaron en el desierto de Álamogordo, en Nuevo México, el primer artefacto nuclear de la historia, una bomba de plutonio que alcanzó la potencia explosiva de 20 kilotones.[1] Tres semanas más tarde, el 6 de agosto, estallaba sobre Hiroshima la primera bomba atómica de la guerra, esta vez de uranio, y tres días después otra bomba de plutonio destruía el puerto de Nagasaki. Estos eventos produjeron el inmediato fin de la Segunda Guerra Mundial, pues Japón accedió al ultimátum de rendición inmediata e incondicional, sin otra petición que la de que se respetara la majestad del emperador Hirohito.

H-bomb

La formación de la bola expansiva de la bomba explotada en Álamogordo cuando aún no habían transcurrido más de 25 milésimas de segundo desde la detonación.

Los artefactos detonados eran todos de fisión nuclear, el fraccionamiento de átomos de uranio o plutonio con una enorme liberación de energía. El desarrollo tecnológico necesario había comenzado en los Estados Unidos justo al comienzo de la guerra, a raíz de una famosa carta enviada a Franklin Delano Roosevelt por Albert Einstein.

La carta firmada por Einstein el 2 de agosto de 1939 había sido redactada mayormente por Leo Szilard, un físico húngaro que junto con sus compatriotas Edward Teller y Eugene Wigner, temía que Alemania utilizara la fisión nuclear para la fabricación de bombas atómicas. Roosevelt recibió la carta un mes después, justamente al inicio de la Segunda Guerra Mundial, que comenzó con la invasión de Polonia por las fuerzas de Hitler el 1º de septiembre. Roosevelt ordenó la formación del “Comité del Uranio”, que inició investigaciones que al principio marcharon con lentitud, si les compara con las emprendidas por los británicos y los alemanes. Poco antes del ataque a Pearl Harbor, el programa alcanzó su aceleración final, luego de que Vannevar Bush[2] influyera decisivamente sobre Roosevelt.

Un hito del programa lo constituyó la operación segura del primer reactor atómico, bajo la dirección de Enrico Fermi (asistido por Szilard), en un sótano de la Universidad de Chicago.[3] El 2 de diciembre de 1942 se logró la reacción en cadena controlada. Una llamada telefónica del físico Arthur Compton a James Conant (el jefe de Vannevar Bush) anunció en código: “El navegante italiano ha llegado al nuevo mundo. Los nativos son amistosos”. La frase era una clara alusión a Cristóbal Colón, pero también a la nacionalidad de Fermi. El comentario sobre los nativos hacía referencia a la reacción controlada, ofreciendo la buena nueva de que Fermi y sus colegas, así como buena parte de Chicago, no habían sido vaporizados por una reacción fuera de control convertida en explosión.

Para que se produzca una reacción en cadena—bombardeo de material fisionable por neutrones que genera una cascada de neutrones que continúa rompiendo átomos—es preciso contar con una “masa crítica”. En el caso del uranio 235 esa cantidad es de más o menos cincuenta kilogramos; para el plutonio 239 la cantidad es menor: bastan diez kilogramos. Por debajo de estas masas no se sostiene la reacción en cadena.

Fermi contaba, obviamente, con suficiente uranio para formar una masa crítica, y también con mecanismos de control. En primer lugar, los neutrones “lentos” son más eficientes para causar la fisión, y el grafito es un material que convierte neutrones energéticos en neutrones lentos. Luego, es preciso controlar el flujo de neutrones para que se dé una reacción en cadena que no se convierta en explosión. En el primer reactor de Chicago[4] se empleó tubos revestidos de cadmio, que es un eficaz absorbedor de neutrones. La introducción de estos tubos al seno del reactor reduce el flujo de neutrones, y su extracción lo aumenta.

El desarrollo de las armas propiamente dichas se hacía en otra parte. Las bombas no activas debían mantener separadas dos masas subcríticas que juntas harían una masa crítica. Así, se diseñó un cañón interno para la bomba de uranio (Hiroshima), que en el momento de la detonación disparara una masa subcrítica contra la otra. Para las bombas de plutonio (Álamogordo, Nagasaki) se usó más bien la compresión de una masa subcrítica en condiciones normales, mediante un dispositivo de “implosión” con cargas concéntricas. En ambos casos la fisión de átomos y la emisión de nuevos neutrones crecen exponencialmente.

En 1949 la Unión Soviética detonó su primera bomba atómica, y esto a su vez llevó a Harry Truman a ordenar el desarrollo acelerado de un segundo tipo de bomba nuclear: la bomba de hidrógeno, bomba de fusión o bomba termonuclear, cuyo más ardiente promotor era Edward Teller. Así, en 1950 Teller—un carácter difícil—asumió el liderazgo del nuevo programa. En colaboración no siempre tersa con el polaco Stanislaw Ulam, arribó a un diseño práctico en 1952. La primera bomba termonuclear fue detonada el 1º  de noviembre de ese año en el atolón de Enewatak, en el océano Pacífico, con un rendimiento de 10,4 megatones.

H-Bomb

“Ivy Mike”, el primer dispositivo termonuclear detonado por el hombre. Produjo un cráter de 2 kms. de diámetro e hizo hervir las aguas circundantes durante las próximas doce horas, además de derramar escombros coralinos radioactivos sobre buques estacionados a 45 kms. de la explosión.

Las bombas termonucleares fundamentan su enorme rendimiento energético en la reacción exotérmica—que produce energía—de la fusión de cuatro protones (núcleos de hidrógeno) para formar un núcleo de helio (partícula alfa, compuesta por dos protones y dos neutrones). En el proceso se emiten dos positrones (cada uno retira la carga eléctrica positiva del protón para convertirlo en un neutrón) y dos neutrinos[5] junto con una enorme liberación de energía. Para que los protones puedan vencer la repulsión electrostática que tiende a separarlos, su aproximación se realiza con la explosión “primaria” de una bomba de fisión alojada junto con el combustible fusionable. (Hidrógeno líquido). La terrible bomba atómica, que asoló las ciudades japonesas en 1945, había quedado reducida al papel de mero fulminante en una bomba muchísimo más poderosa. (Las bombas de 1945 alcanzaron una potencia de 20 kilotones, y en general los artefactos de fisión nuclear pueden llegar a rendir hasta 500 kilotones. Una bomba de hidrógeno moderna puede rendir fácilmente 500 megatones, o lo equivalente a la explosión de 500 millones de toneladas de TNT, y para activarse necesita alcanzar la temperatura de 3 millones de grados Kelvin que proporciona la bomba atómica que la enciende).

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La energía liberada por humanos en los atolones del Pacífico es liliputiense en comparación con la cotidiana emisión energética de estrellas como nuestro Sol. Es precisamente la fusión de núcleos atómicos el motor que produce tan gigantesca radiación. Otra vez Arthur Eddington se adelantó con la proposición, en 1920, de que la energía proveniente del Sol sólo podría obtenerse de la fusión de hidrógeno para producir helio. Después de aportes de George Gamow, Hans Bethe y Carl von Weizsäcker, finalmente se obtuvo un cuadro bastante completo de lo que ocurre en el interior de las estrellas con el trabajo de Burbidge, Burbidge (marido y mujer), Fowler y Hoyle en 1957. (The B2FH paper).

En las estrellas más pequeñas que nuestro Sol (de tamaño intermedio) sólo ocurre la fusión de hidrógeno para formar helio; en estrellas de tamaño mediano el helio puede fusionarse para obtener carbono y oxígeno, y en sucesivas fusiones pueden llegar a formar átomos de hierro. Se necesita estrellas de mayor tamaño, capaces de alcanzar mayores temperaturas, para formar los elementos más pesados.

La evolución de las estrellas desde su formación hasta su muerte depende esencialmente de su tamaño inicial. Las estrellas se forman de la fragmentación y condensación de gigantescas nubes gaseosas—nubes moleculares—formadas en su mayor parte por hidrógeno (protones), en menor medida por helio y algo de metales. Estas enormes formaciones tienden a colapsar bajo la acción de la gravedad, y esta contracción aumenta su temperatura hasta alcanzar unos 50.000 grados Kelvin, lo que permite el inicio de la fusión nuclear. Dependiendo de la masa de la protoestrella, el nuevo astro seguirá uno de varios caminos evolutivos posibles.

Nubes moleculares

Gigantescas nubes moleculares en la nebulosa del Águila de la constelación de la Serpiente. (Cerca de Virgo y Libra). Es de este tipo de nubes que se forman estrellas. Fotografiadas por el telescopio espacial Hubble. (NASA).

El camino es diferente si la nueva estrella es de una masa intermedia, como la de nuestro Sol, o si es mucho mayor o mucho menor. En el caso de una estrella de masa cercana a la de nuestro astro local, la fusión de hidrógeno la hace ingresar a la “secuencia principal”, en la que permanecerá por miles de millones de años quemando hidrógeno. El término “secuencia principal” alude a una ruta dibujada en un útil diagrama conocido como diagrama de Hertzsprung-Russell, que ubica a las estrellas en un plano cuyo eje de ordenadas mide la luminosidad de la estrella (o su color o clase espectral), y el eje de abscisas su temperatura. Creado entre 1911 y 1913 por Ejnar Hertzsprung, un químico y astrónomo danés, y Henry Russell, un astrónomo norteamericano, el diagrama HR se convirtió rápidamente en un instrumento de gran ayuda para la comprensión de la evolución estelar. (Naturalmente, la escala temporal de la evolución de una estrella es muchas veces mayor que la de la evolución humana, por lo que la primera se comprende a partir de observaciones de muchas estrellas distintas, cada una en una fase particular de su evolución).

H-R diagram

Un diagrama de Hertzsprung-Russell simplificado. Las estrellas tienden a caer únicamente en ciertas regiones del diagrama. La secuencia principal se desplaza diagonalmente, desde las más jóvenes y luminosas estrellas de arriba a la izquierda, a las menos luminosas y calientes de abajo a la derecha. Las enanas blancas aparecen abajo a la izquierda y las gigantes rojas arriba y a la derecha de la secuencia principal.

Una vez que una estrella promedio se encuentra en la secuencia principal pasará en ella las nueve décimas partes de su vida, convirtiendo hidrógeno en helio dentro de su núcleo, y emitiendo radiación al exterior desde el manto que lo cubre. Es la presión ejercida por la reacción nuclear en su seno lo que contrarresta la enorme presión gravitacional, y mientras este equilibrio existe se detiene el colapso que la había iniciado a partir de la nube molecular. El helio producido, en razón de su mayor densidad, se acumula paulatinamente en el centro de la estrella. A partir de cierta cantidad interfiere con la fusión del hidrógeno restante, y se habla del envenenamiento por helio.

A partir de este momento la estrella reinicia su colapso gravitacional, hasta que la temperatura asciende hasta unos 100 millones de grados, momento en que es suficiente para iniciar la fusión de átomos de helio para producir carbono y oxígeno. El hidrógeno remanente en capas adyacentes al núcleo añade más radiación, y como la masa de la estrella ya es menor[6], su manto se expande y la estrella crece para entrar en fase de “gigante roja”. El color de estas estrellas se debe a que la expansión enfría el manto y la radiación es entonces menos energética.

Si la estrella es lo suficientemente masiva en su origen (unas 8 masas solares), al agotarse el helio volverá a contraerse y aumentar más la temperatura, lo que a su vez permitirá que se inicie la fusión de átomos de carbono. Al llegar al hierro este proceso de sucesivas fusiones de elementos más pesados se detiene, y el núcleo de la estrella exhibe una estructura en “capas de cebolla”.

Capas estelares

Las capas sucesivas en el núcleo de una estrella, una vez que se ha producido la sucesión de fusiones de elementos progresivamente más pesados y poco antes de su colapso final.

Si, por lo contrario, la estrella original era pequeña (menor que 0,5 masas solares), nunca habrá temperatura suficiente para que la fusión de helio se inicie, y la estrella permanecerá por mucho tiempo (se calcula que hasta 50.000 millones de años) en forma de enana blanca. El astrofísico hindú Subrahmanyan Chandrasekhar calculó un límite de masa—límite de Chandrasekhar—a partir del cual la estrella no puede contrarrestar su colapso gravitatorio, por lo cual ésta procede a formar una estrella de neutrones (púlsar) o un agujero negro. El límite, 1,44 masas solares, es el tamaño máximo que puede tener una enana blanca. Una enana blanca tiene una densidad muy grande, pero mayor aún es la densidad de una estrella neutrónica, y todavía mucho mayor es la de un agujero negro.

Una estrella neutrónica se forma cuando la masa de la estrella es superior a 8 masas solares. Al agotársele el combustible nuclear explota como una supernova (de gran luminosidad instantánea) y el remanente estelar tiene una densidad tan grande—un centímetro cúbico pesa más de 24.000 kilos—que los protones y los electrones se combinan para formar neutrones. En 1967 Anthony Hewish y Jocelyn Bell descubrieron un tipo de estrella que emitía pulsos de radiación a intervalos regulares[7]. (Púlsar, o pulsating star). Poco después se explicó a los púlsares como estrellas neutrónicas. Provistas de muy intensos campos magnéticos, las estrellas neutrónicas giran a buena velocidad emitiendo radiación por sus polos magnéticos, y son como faros giratorios siderales. La brevedad de los períodos de rotación indica que los púlsares tienen un diámetro de pocos miles de kilómetros[8].

Pero queda todavía un destino diferente y más dramático para estrellas de masas aún mayores que las que formarían una estrella neutrónica. Se trata de la formación de agujeros negros, de tan enorme densidad, que su atracción gravitacional determina una “velocidad de escape” igual o superior a la de la velocidad de la luz[9]. En este caso, nada que esté por dentro del “horizonte de eventos” que rodea al agujero negro, ni siquiera los fotones, podría salir al exterior. Este horizonte viene determinado por un radio calculado por Karl Schwarzschild poco después de que Einstein publicara su teoría general de la relatividad, y depende de la masa del objeto:

Schwarzschild

(G es la constante de gravitación universal, M es la masa del objeto y c es la velocidad de la luz). Los agujeros negros fueron predichos por las ecuaciones de Einstein, como demostrarían Stephen Hawking y Roger Penrose en 1967. En su seno se supone que hay una “singularidad”: una región homogénea en la que la curvatura del espacio-tiempo producida por la presencia de masa es tan enorme, que las leyes físicas convencionales ya no son aplicables. Es justamente una condición de singularidad la que se predica para lo que existía antes de que el Big Bang se produjera. LEA


[1] Un kilotón equivale a la fuerza explosiva de mil toneladas de TNT.

[2] No tiene relación con George W. Bush. Como Director del Comité de Investigación de la Defensa Nacional (más tarde Oficina de Investigación Científica y Desarrollo), Vannevar Bush supervisó el Proyecto Manhattan, el nombre código asignado al programa norteamericano para el desarrollo de la bomba atómica. Bush fue un destacado ingeniero eléctrico. Un trabajo que acrecentó su fama de visionario fue publicado en Atlantic Monthly en 1945 (As we may think, que puede encontrarse íntegro en Internet), en el que visualizaba lo que luego se llamaría hipertexto, el lenguaje empleado en Internet: HTML, HyperText Markup Language

[3] Una cancha de squash bajo un estadio de fútbol abandonado.

[4] El primer reactor fue llamado una “pila atómica”: Chicago Pile Number 1, o CP-1.

[5] Los neutrinos son partículas eléctricamente neutras de masa infinitesimalmente pequeña. (Masa cero en reposo). Se conoce tres tipos de neutrinos, cada uno asociado a los tres leptones (partículas livianas que no forman parte del núcleo atómico): el electrón, el muón y la partícula tau.

[6] La pérdida de masa por expulsión causada por el viento solar es insignificante en términos de la masa de la estrella, aunque asombrosa para nuestras proporciones. Cada segundo el Sol expulsa 30.000 millones de kilogramos de su masa.

[7] El primer púlsar descubierto tenía un período de rotación de casi 1,34 segundos. Como el período era muy preciso, Bell y Hewish creyeron al principio que habían conseguido una señal de inteligencia extraterrestre. El descubrimiento subsiguiente de nuevos púlsares permitió desechar esta hipótesis.

[8] El más famoso de los púlsares es el del centro de la nebulosa del Cangrejo. Corresponde en el cielo al punto en el que astrónomos chinos describieran la explosión de una supernova en el año 1054.

[9] La velocidad de escape de la Tierra es la que tiene que alcanzar un móvil para escapar a la atracción gravitacional de nuestro planeta. Los cohetes lanzados hacia la Luna o más allá, debieron superar esta velocidad de 40.320 kilómetros por hora, equivalente a 11,2 kilómetros por segundo.

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