Hablar del ciclo del Carbono o el ciclo del Nitrógeno es hablar de ciertas propiedades de la atmósfera en relación a los organismos vivos, cuestiones que se encuentran muy fácilmente incluso en temarios de instituto.
Esta entrada está referida, por otro lado, al ciclo del Carbono que crea estrellas, que crea soles, en definitiva, cómo nacieron, se constituyeron y siguen transmitiendo energía todas las estrellas del universo, es decir, todo lo que fuimos, somos y seremos. El descubrimiento de este complejo ciclo sucedió en el año 1938 y le otorgó al astrofísico Hans Bethe el Premio Nobel del Física en el año 1967. Pero, como la historia la escriben los ganadores, tengo que mencionar que el descubrimiento fue resuelto conjuntamente pero independientemente por el equipo de Bethe en Estados Unidos y el físico alemán Carl Friedrich von Weizsäcker en Alemania y que el premio debió concederse compartido, como ha sucedido en varias ocasiones en distintas disciplinas. Todos sabemos lo que le sucedió a Alemania al concluir la Segunda Guerra Mundial.
El ciclo del Carbono es el mecanismo (no el único, explicaré otro proceso en la entrada II) por el que las estrellas transforman Hidrógeno en Helio, lo que produce, como "desecho" de la reacción, ingentes cantidades de energía, casi brobdingnagianas. Las estrellas se comportan pues, como centrales nucleares de fusión (las de fisión son las que existen en nuestro planeta, las de fusión, es decir, unión, necesitan temperaturas elevadísimas, del orden de centenas de millones de grados centígrados, para realizar la unión de los núcleos, algo aún en fase experimental con la tecnología actual).
El proceso supone que en el interior de las estrellas, además del Hidrógeno (el átomo más simple del universo), existen otros elementos, por ejemplo el Carbono. Es sabido que los núcleos de Carbono funcionan como catalizadores, en ello se basa la química orgánica. El Hidrógeno se une con estos núcleos y forma en su interior átomos de Helio. Así, los núcleos de Carbono expulsan los átomos de Hidrógeno convertidos, gracias a la fusión, en átomos de Helio. Hay que matizar que para que se produzca la fusión de átomos, éstos deben superar la fuerza eléctrica de repulsión de las cargas del mismo signo y superar así en magnitud, ésta a la fuerza de la gravedad que atrae los átomos, lo cual requiere enormes cifras de temperatura, como comenté antes, para que el movimiento de los átomos sea muy violento y rápido, de órdenes de velocidades superiores a 1000 kilómetros por segundo.
Es un proceso cíclico el ciclo del Carbono, en el que un núcleo de Hidrógeno (peso atómico 1) choca con un núcleo de Carbono, cuyo peso atómico es 12, como es conocido, al cual llamaremos C12. El núcleo de Hidrógeno puede superar el campo eléctrico repulsivo del Carbono y fusionarse con su núcleo (este proceso no es válido en la Física Clásica pero sí con las leyes d la Física Cuántica, una cuestión que llevó tiempo asimilar por los físicos del siglo XIX). El nuevo núcleo está compuesto ahora por 13 partículas pesadas. La carga del núcleo original de Carbono, es decir, su número atómico, ha aumentado debido a la carga positiva del protón de Hidrógeno añadido. Tenemos ahora un núcleo de Nitrógeno de número másico 13, el cual lo designaremos N13. Sucede que este tipo de Nitrógeno es radiactivo y, al cabo de cierto tiempo (no entraré aquí en períodos de vida de elementos radiactivos aunque alguna entrada escribí en alguna ocasión en el blog), expulsa dos partículas ligeras: un positrón (también llamado "anti-electrón") y un neutrino (algo así como un neutrón pero en pequeño con unas propiedades especiales). El Nitrógeno se transforma ahora en Carbono de número másico 13, esto es, C13. El núcleo pasa así a tener la misma carga que el átomo de Carbono inicial pero su número másico es ahora mayor. Se ha conseguido pues, lo que se llama un "isótopo" del núcleo inicial. Si este isótopo del Carbono recibe otro protón, forma de nuevo Nitrógeno pero éste tiene ahora número másico 14, es decir, N14. Si se une un protón más al nuevo átomo de Nitrógeno se transformará en O15, es decir, Oxígeno con número másico 15. Este núcleo también es radiactivo y emite un positrón y un neutrino transformándose en N15. Recapitulando, el proceso comenzó con C12 y ahora tenemos N15 por lo que la acumulación sucesiva de átomos de Hidrógeno ha hecho el átomo cada vez más pesado Si se une ahora otro protón al átomo de Nitrógeno, éste emitirá 2 átomos de Hidrógeno y 2 neutrones, es decir, 4 partículas que forman en conjunto un núcleo de Helio, transformándose de nuevo nuestro núcleo en el antiguo núcleo de Carbono y el ciclo se cierra.
El proceso ha consumido 4 protones y ha formado un núcleo de Helio:en síntesis, el Hidrógeno se ha transformado en Helio. Lo más importante de este ciclo es que es fuertemente exotérmico, esto es, libera una cantidad de energía suficiente para que las estrellas puedan brillar durante miles de millones de años. Básicamente, este ciclo solo puede funcionar por la presencia de aquellos elementos que denominábamos catalizadores: el Carbono el principal, además del Nitrógeno y el Oxígeno, pero no es preciso que estén estos 3 elementos como se observa porque basta con que haya uno de los isótopos que aparecen en el proceso: si empieza la reacción, los catalizadores necesarios para las reacciones siguientes se fabrican allí mismo, fascinante ¿verdad? Pero afinando más aún, una vez finalizado el ciclo, las reacciones determinan que los isótopos estén presentes en unas cantidades determinadas y la relación entre estas cantidades depende de la temperatura del ciclo. Midiendo las proporciones de los isótopos C12, C13, N14 y N15, no solo se puede determinar si la materia del interior de las estrellas ha participado ya en la fusión del Hidrógeno a través del ciclo del Carbono sino también la temperatura a la que se ha llevado a cabo la fusión.
La naturaleza y las leyes físicas que la rigen proporcionan la capacidad necesaria para poder seguir comprendiendo el universo tal y como fue, es y será, siendo el observador humano un simple grano de arena en una playa, así de insignificante.
Fuente principal: Rudolf Kippenhahn
