B 2 FH (pronunciado "B-2-FH") es el acrónimo de un artículo astrofísico "famoso" publicado en 1957: Síntesis de elementos en las estrellas . Explica por primera vez cómo las estrellas pueden sintetizar elementos químicos más pesados que el hidrógeno , hasta el hierro . Este artículo de más de 100 páginas sienta las bases teóricas de la nucleosíntesis estelar , al detallar los nueve procesos elementales identificados por los autores que permiten sintetizar estos elementos en el corazón de las estrellas . El acrónimo se basa en las iniciales de los autores: Margaret Burbidge , Geoffrey Burbidge , Fred Hoyle y William Fowler .
En 1939, científicos alemanes y estadounidenses demostraron que las estrellas obtienen su calor de la fusión nuclear del hidrógeno, un proceso que crea helio . Los siguientes elementos químicos de la tabla periódica de elementos habrían aparecido en el momento del Big Bang , pero las observaciones astronómicas refutaron esta suposición, porque los elementos están distribuidos de manera desigual en las galaxias.
B²FH comienza afirmando que el Universo es, al principio, "una mezcla primitiva de hidrógeno" , con un poco de helio y litio . La gravitación obliga al hidrógeno a acercarse lo suficiente para formar cuerpos celestes. Debido a la proximidad de los átomos y la masa involucrada, comienzan los procesos de fusión nuclear, creando las llamadas " estrellas ", en el corazón de las cuales se forma el helio. Cuando se agota el hidrógeno, al final de estos procesos exotérmicos que pueden durar miles de millones de años, las estrellas "intentan" mantener su temperatura "quemando" helio. Estos procesos crean elementos químicos más pesados: litio , berilio , boro y "principalmente" carbono . En la superficie de la estrella, la temperatura no es lo suficientemente alta como para iniciar estas fusiones nucleares, por lo que el hidrógeno es abundante allí.
Dado que la fusión nuclear de helio libera menos energía, las estrellas no pueden mantener su temperatura interna durante más de unos pocos cientos de millones de años. Las estrellas más ligeras se convierten en enanas blancas , "masas de carbono fundido" . Los que pesan unas ocho veces más que el Sol transforman el carbono en elementos químicos más pesados, hasta el magnesio , lo que les ahorra unos cientos de años. En cuanto a las estrellas más masivas y por lo tanto más calientes, "cuyo interior alcanza varios miles de millones de grados" , queman estos elementos en unos pocos millones de años. Sin embargo, no pueden producir elementos más pesados que el hierro , debido a la energía necesaria para iniciar la fusión nuclear de este elemento químico.
En estrellas aún más masivas, con al menos doce masas solares, los elementos más ligeros que el hierro, excepto el hidrógeno, se fusionan en el espacio de un día. El corazón de la estrella no es más que un trozo de hierro. Ya no es capaz de soportar la combustión nuclear de los otros átomos, el volumen de la estrella disminuye repentinamente por falta de calor suficiente (como un gas que de repente se ve privado de mucho calor), viendo su radio disminuir en decenas de miles de kilómetros. en unos segundos. Debido a la masa involucrada, la gravedad comprime los átomos hasta el punto en que las fuerzas repulsivas electrostáticas no pueden evitar la fusión de electrones y protones . Por lo tanto, la estrella se compone principalmente de neutrones . Debido a la cantidad de energía involucrada, la estrella explota: se convierte en una supernova y "brilla más que miles de millones de estrellas" . La energía cinética de las partículas es tan grande y el número de colisiones tan alto que se forman nuevos elementos químicos a partir de la fusión del hierro.