Nucleosíntesis estelar
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La nucleosíntesis estelar es el conjunto de reacciones nucleares que tienen lugar en las estrellas y que son responsables de la creación de elementos químicos, algunos de ellos desde sus orígenes durante el Big Bang: como el hidrógeno, el helio y el litio. Este proceso forma parte de la evolución estelar y su cese al acabarse el combustible que desencadena las reacciones nucleares, deriva en el colapso gravitatorio de la estrella.[1] Para más información sobre otros procesos de síntesis de elementos ver nucleosíntesis.
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La nucleosíntesis estelar, como teoría predictiva que es, reproduce de manera precisa la abundancia relativaobservada de los elementos, así como su variación con el tiempo y la abundancia de ciertos isótopos frente a otros. La teoría fue inicialmente propuesta por Fred Hoyle en 1946,[2] quien posteriormente la redefinió en 1954.[3] Hoyle también lideró un grupo de astrónomos experimentales y teóricos compuesto por él mismo, Margaret y Geoffrey Burbidge y William Alfred Fowler, quienes escribieron en 1957 el famoso artículo [4] (conocido así por las iniciales de sus cuatro autores), en el cual se añadían a la nucleosíntesis procesos relacionados con la captura de neutrones. Este artículo se convirtió en uno de los más citados a lo largo de la historia de la astrofísica.
Estos procesos empezaron a entenderse a principios del siglo XX, cuando quedó claro que solo las reacciones nucleares podrían explicar la gran longevidad de la fuente de calor y luz del Sol. Aproximadamente el 90 % de la energía producida por las estrellas vendrá de las reacciones de fusión del hidrógeno para convertirlo en helio.[5] Más del 6 % de la energía generada vendrá de la fusión del helio en carbono. Mientras que el resto de fases de combustión apenas contribuirán de forma apreciable a la energía emitida por la estrella a lo largo de toda su vida.