Se dice que la fusión del hierro es endotérmica y que la estrella no puede sostener este tipo de fusión (no hasta que se convierte en supernova). Sin embargo, la estrella libera constantemente energía de la fusión de elementos como el hidrógeno y el helio. Entonces, ¿no se puede usar esa energía para la fusión de núcleos de hierro?
El Sol obviamente produce mucha más energía por segundo de la que se requiere para fusionar un núcleo de hierro con algún otro núcleo. El problema es concentrar toda esa energía en el núcleo de hierro. No es suficiente saber que toma la energía de fusiones de hidrógeno para fusionar un núcleo de hierro, está obteniendo los productos energéticos de esos eventos de fusión de hidrógeno para que todos choquen con el núcleo de hierro al mismo tiempo. En condiciones normales, la probabilidad de que esto ocurra es insignificante.
Sin embargo, en condiciones extremas puede ocurrir. Por ejemplo, en las supernovas, las presiones y temperaturas son tan altas que el hierro y los núcleos más pesados experimentan reacciones de fusión para producir elementos más pesados que el hierro.
La fusión de hierro puede tener lugar en las estrellas: lo que se necesita es mucho hierro y temperaturas muy altas para superar la repulsión de Coulomb cada vez mayor entre las partículas alfa y los núcleos más pesados. Estas condiciones existen en los núcleos de estrellas masivas cerca del final de sus vidas.
Por ejemplo, las partículas alfa pueden fusionarse con un núcleo de hierro-56 para producir níquel-60 y luego zinc-64; estas reacciones son casi energéticamente neutras porque la curva de energía de enlace por nucleón es casi plana en este rango de masa atómica. El problema es que existen procesos de descomposición y fisión que compiten entre sí (particularmente la fotodesintegración a altas temperaturas) que actúan para romper los núcleos a estas temperaturas, lo que desfavorece la producción significativa de núcleos más pesados en cualquier tipo de equilibrio.
Los elementos más pesados se pueden producir por captura de neutrones. Este puede ser un proceso exotérmico, pero requiere menos condiciones energéticas ya que los neutrones son neutros y puede ocurrir incluso cerca de los centros de estrellas de masa intermedia (ver Origen de los elementos más pesados que el Hierro (Fe) ). Núcleos más pesados como Sr, Ba e incluso Pb pueden ser producidos por una cadena de capturas de neutrones lentos seguidos de eventos de decaimiento rápido, que luego son estables, y las condiciones interiores en los centros de estrellas AGB de masa intermedia no son lo suficientemente calientes como para causar fotodesintegración. . La captura de neutrones también puede ocurrir más rápidamente durante una explosión de supernova, un "evento de no equilibrio" en el que una pequeña fracción de la energía de la supernova se dedica a producir endotérmicamente los elementos más pesados y todos los que están más allá del plomo.
Como dijiste correctamente, en una situación normal, la estrella no puede sostener el proceso. Esto no significa que no existan tales reacciones en el núcleo. La diferencia es que durante la fase previa a la supernova de la estrella, la producción de hierro es insignificante en comparación con la estrella. Cuando se convierte en supernova, produce una cantidad comparable de hierro.
La fusión de hierro puede ocurrir, sin embargo, el hecho de que suceda roba energía del núcleo de la estrella. No hay forma de que se pueda agregar energía mediante la fusión de hidrógeno. La posibilidad es realmente baja. Incluso si sucedió, solo salvará a la estrella por un corto tiempo. Eso se debe a que ahora fusionar elementos más pesados es incluso peor que fusionar hierro. Si el núcleo de hierro no causa el colapso, los elementos pesados recién formados no tendrán forma de que esos elementos pesados devuelvan energía a través de la fisión. Una estrella forzará la fusión de esos elementos y esto dará como resultado una supernova.
usuario10851