El origen de los elementos químicos

Cuando los astrónomos observan el cielo, comprueban cómo las galaxias se alejan unas de otras en un universo en expansión. Pero, si pudiéramos hacer retroceder la evolución cósmica aproximadamente 13.800 millones de años, todo se uniría en un punto denso y caliente. A medida que el reloj fuera hacia atrás en el tiempo, estructuras como las galaxias se fundirían en una sopa espesa de gas primordial. Si retrocediésemos aún más, veríamos este gas descomponerse en un hirviente mar de protones, neutrones y otras partículas subatómicas. En este punto, el universo tendría una temperatura de alrededor de 100 mil millones de kelvin y una cucharadita de materia cósmica pesaría más de 100.000 toneladas. Una millonésima de segundo después del Big Bang, la temperatura del universo se habrá enfriado lo suficiente como para que los quarks se fusionen en protones y neutrones que se moverán libremente. Será necesario que el universo comience a expandirse y pase de 1032 a 109 kelvin para que den comienzo las primeras reacciones de fusión. Durante los 3 minutos iniciales se sintetizarán los elementos químicos más ligeros y sencillos de la tabla periódica: el hidrógeno, el helio y escasas cantidades de litio. Después, el universo se expandirá y enfriará tanto que el proceso de generación de nuevos elementos se detendrá durante millones de años, sumergiéndolo en la oscuridad.

El nacimiento de las primeras estrellas

Tendrán que pasar unos 250 millones de años desde la gran explosión que dio origen al cosmos para ver nacer las primeras estrellas del universo. Una estrella es un acto de equilibrio entre dos grandes fuerzas de la naturaleza. Por un lado, se presenta la fuerza de aplastamiento que ejerce la propia gravedad del astro intentando exprimir la materia estelar y convertirla en una esfera densa y pequeña. Por el otro, existe una inmensa presión derivada de las reacciones de fusión que ocurren en el centro de la estrella y que tratan de empujar todo ese material hacia el exterior. A lo largo de su vida irá quemando el combustible de su interior en diferentes etapas, en una lucha constante contra su propia gravedad. Su masa inicial marcará su destino final, de modo que las más masivas fabricarán elementos más rápidamente, mientras que las más pequeñas lo harán pausadamente, pero durante mucho más tiempo. Una estrella joven se compone principalmente de hidrógeno, que es el elemento químico más simple y el que propiciará el origen de todos los demás. Al inicio, los dos componentes de cada átomo de hidrógeno, protón y electrón, están separados. Sin embargo, la alta presión en el interior de la estrella puede unir dos protones, y en ocasiones, un protón capturará un electrón y formará un neutrón. Cuando dos protones se unen a dos de estos neutrones dan origen a un núcleo del helio, que se convierte así el segundo elemento químico en aparecer. Del mismo modo, cuando dos núcleos de helio se fusionan forman el núcleo de un nuevo elemento, denominado berilio. Este proceso continúa, de manera que la fusión de berilio con helio produce un núcleo de carbono, la fusión de carbono y un núcleo de helio conduce a un núcleo de oxígeno, y así sucesivamente. Estas reacciones de fusión son el origen de los núcleos de la mayoría de los elementos químicos más ligeros que el hierro y se caracterizan por liberar energía, manteniendo viva la estrella. Sin embargo, las reacciones de fusión que dan origen a elementos más pesados que el hierro no liberan energía, sino que la consumen. Si tales reacciones ocurrieran, usarían toda la energía de la estrella y esto causaría su colapso inmediato. Pero no todas las estrellas llegan a producir hierro. En estrellas menos masivas que el Sol, las reacciones se detienen con la creación del helio a partir del hidrógeno. En estrellas más masivas que el Sol, pero inferiores a unas ocho masas solares, las reacciones adicionales que convierten el helio en carbono y oxígeno tienen lugar en etapas sucesivas antes de que dichas estrellas exploten. Y sólo en estrellas muy masivas, superiores a ocho masas solares, la reacción en cadena continúa, produciendo los elementos de la tabla periódica hasta el hierro.

El estallido de las supernovas

El núcleo de hierro es el núcleo más estable de la naturaleza, y resiste la fusión en cualquier núcleo más pesado. Cuando el núcleo central de una estrella muy masiva se convierte en núcleos de hierro puro, el núcleo ya no puede soportar la fuerza de aplastamiento de la gravedad resultante de toda la materia sobre el núcleo, y este termina por colapsar bajo su propio peso. A estas estrellas se las conoce como supernovas. Durante su rápido y violenta destrucción expulsan las capas superiores a velocidades de 15.000 a 40.000 kilómetros por segundo, enriqueciendo el medio interestelar de los elementos que lo forman. Además, en los pocos segundos posteriores a este proceso se dan condiciones de presión y temperatura tan elevadas que permiten la formación de elementos más pesados que el hierro, como el cobre, el zinc o el criptón. Las supernovas son asimismo capaces de acelerar algunas partículas hasta casi la velocidad de la luz, generando rayos cósmicos que propician la producción de elementos químicos, como el litio, el berilio o el boro, a través de la fisión nuclear.

La colisión de estrellas de neutrones

No siempre la muerte de las estrellas termina en una supernova. En ocasiones la estrella colapsa hasta tener un tamaño de aproximadamente 10 kilómetros de radio, con una masa que duplica a la de nuestro vecino Sol, y en la que una cucharadita de materia puede llegar a pesar 5.000 millones de toneladas. Todo esto, mientras gira hasta 40.000 vueltas por minuto. En un objeto de estas características la materia está compuesta principalmente por neutrones y unos pocos protones y electrones. Y, cuando dos de estas estrellas de neutrones chocan, provocan no solo ondulaciones del espacio-tiempo, conocidas como ondas gravitacionales, sino que también producen una potente explosión de rayos gamma. Como consecuencia, parte del material que las forma sale despedido a gran velocidad, dando lugar entonces a otros elementos pesados y raros como el oro, el platino o el plomo. Es posible afirmar así que todos los elementos de la Tabla Periódica de Mendeleev, y en especial los átomos fundamentales para la vida como el carbono, el nitrógeno y el oxígeno, provienen del devenir de generaciones de estrellas que han ido sembrando las semillas para la formación de planetas, lunas y asteroides, así como los seres vivos. Como dijo el divulgador y astrónomo Carl Sagan, “estamos hechos de materia estelar”. Somos simplemente polvo de estrellas. Tras 13.800 millones de años, el universo se compone actualmente de un 75% de hidrógeno, 23% de helio y sólo un 2% en masa de todos los demás elementos. Se trata, sin embargo, de un proceso en constante evolución, lo que irremediablemente provocará que la presencia en el universo de elementos químicos más pesados que el helio aumente exponencialmente.

La evolución del universo es la historia de los elementos químicos la cual sugiere que el universo continúa cambiando bajo un esquema de evolución ininterrumpida. Esto nos lleva a plantearnos las siguientes preguntas: ¿El universo continuará en expansión o ese proceso será reversible?, ¿Algún día tendremos a nuestro alcance algún tipo de materia diferente a la que conocemos?. ¿Existe la antimateria y que efectos tiene en el universo?. En un principio, sólo existía la radiación y las partículas fundamentales distribuidas uniformemente a temperaturas y a densidades inimaginables, era la materia original. Hace aproximadamente 15 billones de años la radiación y las partículas se concentraron en un espacio muy estrecho provocando una gran explosión conocida como el Bing-Bang a partir de la cual el universo se ha estado expandiendo y enfriando. La materia como tal comenzó a crearse con la coalescencia de hadrones por un lado y de leptones por otro lado con la formación de
protones (p) y electrones(e-), respectivamente. Estas partículas tienen cargas electrostáticas de signo contrario que con un mayor enfriamiento perdieron algo de su energía cinética, disminuyó su velocidad y se unieron una a una dando como consecuencia la aparición de átomos de hidrógeno (H) conformados por un protón en el centro y un electrón girando alrededor del protón.

Esto mismo sucedió, a una escala astronómica, con la formación de nuestro sistema planetario donde la cercanía de los planetas al sol, provocó que este los atrapara haciéndolos girar alrededor de él en órbitas elípticas. En esta etapa inicial, es probable que núcleos de helio (He) que elementalmente son partículas alfa (α), se formaron de una manera aproximada a los protones. Sin embargo estos núcleos además de poseer dos protones cuentan con dos neutrones que son partículas con una masa sólo un poco mayor que el protón pero sin carga
A
E
electrostática. La nomenclatura usada para definir el núcleo de un átomo específico es: Z , donde Z es el
número atómico que indica el número de protones o electrones, y A es el número másico que es la suma de
4
He
protones y neutrones. Bajo esta nomenclatura, los núcleos de helio se definen como: 2 .
La generación inicial de neutrones es muy incierta pero es probable que en la misma transformación del helio se hayan formado los neutrones o bien, ya que las masas del protón y del neutrón son muy similares y la del electrón es despreciable, posiblemente el neutrón se formó de la colisión impetuosa entre un electrón y un protón anulándose de alguna manera sus cargas contrarias.
O bien, el neutrón se formó en el seno de las grandes estrellas a consecuencia de una enorme fuerza de gravedad que contrajo la materia y que merced a esto fue posible que se fusionara el electrón con el protón, como ha sido aceptado ampliamente.