El carbono de cada uno de los átomos y moléculas de nuestro cuerpo, el silicio de los vidrios de nuestras casas, el calcio de la leche que bebemos y hasta el oro de nuestras alianzas y joyas nacieron de la explosión de una supernova. Nuestros orígenes están en las estrellas, venimos de las estrellas y cada elemento que tenemos en nuestras vidas viene de las estrellas.

 

En la antigüedad se creía que las cosas en el mundo estaban constituidas de cuatro elementos: la tierra, el agua, el aire y el fuego, pero hoy sabemos que la materia está formada por átomos. Los átomos tienen a su vez una estructura: poseen un núcleo muy pesado que contiene casi toda la masa, formado por protones y neutrones y poseen también electrones que se mueven alrededor del núcleo. A las distintas clases de átomos con un número específico de protones en su núcleo, se los conoce como elementos químicos. La mayor parte de la materia del Universo se encuentra en forma de hidrógeno. La vida en la Tierra se basa en el carbono, aunque el oxígeno y el fósforo son también elementos muy importantes para ella. También la leche contiene calcio, y el cereal con el que desayunamos contiene hierro y zinc. Después de que se formaron estos elementos, el Universo en  expansión se enfrió demasiado rápido como para que hubiera más reacciones nucleares. Pasaron millones de años para que los demás elementos se pudieran formar. Hubo que esperar a que en el Universo se crearan los reactores nucleares, o sea las estrellas.

Las estrellas utilizan la energía de fusión nuclear que se libera cuando dos núcleos de hidrógeno se unen y se transforman en núcleos de helio. Esta reacción ocurre solamente en el centro de las estrellas. 

¿De dónde provienen los elementos químicos que hay en la Tierra?

En el año 1504, los  astrónomos chinos registraron algo que denominaron la “estrella invitada” en la constelación de Tauro, (el Toro). Nunca antes se había  visto un espectáculo semejante en el cielo, esa estrella brillaba más que cualquier otra en el firmamento. También, en el suroeste de los Estados Unidos, una cultura con una tradición astronómica muy rica,  los Anasazi, fueron testigos de aquella nueva “estrella brillante”. Se la podía divisar fácilmente de día y leer gracias a su luz en la noche. Hoy, sabemos que los Anasazi fueron testigos de una gran explosión estelar, llamada la explosión de la supernova.

La explosión de la estrella tenía la intensidad de mil millones de soles, pero no sólo emitía grandes cantidades de luz, sino también liberaba sustancias químicas que se formaban durante la explosión al espacio. Dentro de la estrella se encontraba la mayoría de los primeros 26 elementos de la tabla periódica, desde elementos simples, como el helio y el carbono, hasta otros más complejos, como el manganeso y el hierro. La gran explosión los esparció en el espacio. Durante la explosión también, se crearon muchos otros elementos. Luego de la explosión, las sustancias químicas en el espacio se combinaron entre sí para formar iones y moléculas.

Estos elementos se esparcieron por el espacio y terminaron en planetas como la Tierra  formando parte de todo lo que nos rodea y tenemos en la naturaleza. El carbono de nuestras células, el oxígeno del aire, el silicio de las rocas y casi todos los elementos fueron forjados en antiguas estrellas antes de ser esparcidos por el espacio durante la explosión de las estrellas.

Los científicos han estudiado en los últimos años cómo se originaron los elementos químicos en las estrellas. Así como  los genealogistas estudian el origen de las personas y sus familias, hay científicos que  descubren de dónde provienen la mayor parte de los elementos químicos y cómo se formaron. Al igual que un árbol genealógico, las conexiones entre los elementos químicos, ha dado lugar a descubrimientos muy interesantes.

Los Hornos estelares

Las estrellas jóvenes están compuestas principalmente de hidrógeno, (la sustancia química más simple). Los dos componentes de cada átomo de hidrógeno –su protón y su electrón- están separados. La enorme presión dentro de la estrella, logra unir con fuerza dos protones. Cuando un protón captura un electrón se convierte en un neutrón.

Cuando se unen dos protones y dos neutrones, forman el núcleo del helio, el segundo elemento en la tabla periódica. Luego, cuando se unen dos núcleos de helio, forman el núcleo de otro elemento, el berilio. Y así sucesivamente, la fusión del berilio con el helio genera un núcleo de carbono; la fusión del núcleo del carbono y del helio lleva al núcleo del oxígeno. De esta forma, a través de reacciones de fusión sucesivas, se pueden formar los núcleos de la mayor parte de los elementos más livianos que el hierro, proceso conocido como nucleosíntesis o “síntesis del núcleo”.

En las estrellas, estas reacciones de fusión no pueden formar elementos más pesados que el hierro. Hasta la formación del núcleo del hierro, estas reacciones son exotérmicas, liberan energía, con lo cual mantienen viva la estrella. Pero las reacciones nucleares que forman elementos más pesados que el hierro no liberan energía, sino que son endotérmicas, o sea que la consumen. Si estas reacciones ocurrieran, utilizarían la energía de la estrella, provocando su colapso.

Existen varios tipos de estrellas cuya evolución depende principalmente de la cantidad de masa que posean. Pero no todas las estrellas llegan a formar hierro. Algunas explotan antes de crear tantos elementos. En las estrellas menos masivas que el sol, se produce sólo la reacción que convierte el hidrógeno en helio. Cuando agotan sus combustibles más ligeros, las estrellas comienzan a quemar los más pesados: primero el helio para formar carbono y oxígeno. En estrellas más grandes que el sol pero menores que ocho masas solares, se llevan a cabo más reacciones que sucesivamente convierten el helio en carbón y oxígeno antes de que la estrella explote. Sólo en estrellas muy grandes (más grandes que ocho masas solares) la cadena de reacciones continúa y genera elementos hasta llegar al hierro.

En una estrella se produce un acto de equilibrio entre dos fuerzas muy potentes. Por un lado, hay una fuerza aplastante de la propia gravedad de la estrella, que trata de  compactar el material estelar hasta convertirlo en una masa lo más pequeña y compacta posible. Por otro lado, el enorme calor y la presión de las reacciones nucleares en el interior de la estrella, que intentan expulsar todo el material hacia el exterior.

El núcleo de hierro es el núcleo más estable en la naturaleza y se resiste a fusionarse a cualquier otro núcleo más pesado. Cuando la parte central de una estrella muy grande se convierte en un núcleo de hierro puro, el centro ya no puede soportar la fuerza aplastadora de la gravedad que se forma por toda la materia sobre él, y así colapsa por su propio peso.

Cuando se produce el colapso del centro, es un acontecimiento tan rápido que genera enormes ondas de choque que expulsan las capas externas de las estrellas al espacio interestelar: se origina una supernova. Durante los  pocos segundos de colapso, es cuando se crean las condiciones de presión y temperatura de la supernova que permiten que se generen elementos más pesados que el hierro. Los elementos recién creados son expulsados al exterior de la estrella.

La cantidad de elementos liberados por una supernova es inmensa, Por ejemplo, la supernova SN1987A, observada en 1987, expulsó 25,000 masas de la Tierra exclusivamente de hierro.

¿Cómo las estrellas forman elementos aún más pesados que el hierro?

Los elementos más pesados que el hierro se pueden formar dentro de las estrellas a través de la captura de neutrones. El proceso se produce cuando un núcleo de hierro captura neutrones y crea núcleos nuevos. Estos núcleos pueden ser estables o radioactivos, con lo cual se transforman, o decaen, en otro elemento luego de un cierto período de tiempo, que puede ser tan corto como una fracción de segundo o tan largo como de millones de años..

Los nuevos núcleos además pueden ser versiones diferentes de un cierto elemento llamadas isótopos. Todos contienen el mismo número de protones en sus núcleos,  pero no contienen la misma cantidad de neutrones. Algunos isótopos pueden ser radioactivos, mientras que otros son estables y no cambian nunca.

Los núcleos libres atrapan neutrones formando isótopos de diversos elementos (los isótopos son núcleos del mismo elemento pero con diferente número de neutrones). Por poner un ejemplo, un núcleo de hidrógeno está formado solamente por un protón. Si añadimos un neutrón, seguimos teniendo hidrógeno pero en un isótopo conocido como deuterio, un protón con dos neutrones se llama tritio y así sucesivamente. La mayoría de los isótopos son inestables, lo que quiere decir que se transforman en otros elementos convirtiendo neutrones en protones. Durante una supernova un núcleo de hierro puede atrapar neutrones hasta formar un isótopo inestable que decae en un nuevo elemento con un mayor número de protones que el hierro. Estos nuevos elementos atrapan, a su vez, neutrones que generan nuevos isótopos inestables que decaen en núcleos más pesados. Este proceso continúa hasta formar los elementos radiactivos que hay en la naturaleza y que después decaen espontáneamente en elementos más ligeros.

Por ejemplo, el níquel, puede aparecer en forma de 23 isótopos diferentes. Todos contienen 28 protones, pero cada isótopo contiene entre 20 y 50 neutrones. De estos 23 isótopos, sólo cinco son estables, mientras que los otros son radioactivos.

El níquel-65 es radioactivo. Existe por tan sólo 2 horas y media y luego se convierte en cobre-65, el siguiente elemento en la tabla periódica, que contiene 29 protones y 36 neutrones. Este proceso se llama decaimiento beta, en el cual un neutrón se transforma en un protón y un electrón:

Ni-65 (28 protones, 37 neutrones) → electrón + Cu-65 (29 protones, 36 neutrones)

El cobre-65 es estable, por lo cual no sucede nada después de esto.

Este mecanismo de captura del neutrón, llamado el proceso “s” “slow”, en inglés, que significa “lento”, es extremadamente lento. Pueden pasar cientos o miles de años entre choques de neutrones. Pero existe otro proceso, el proceso “r”, que significa “rápido” y permite capturar neutrones en forma rápida. A diferencia del proceso “s”, que se produce dentro de una estrella antes de que ésta explote, el proceso “r” sólo se produce durante la explosión de la estrella.

Explosión y cocción de elementos al mismo tiempo

Cuando se produce la explosión de una estrella y se genera una supernova se esparce una gran cantidad de luz, liberando un número extremadamente alto de neutrones, del orden de 10 mil trillones de neutrones por pulgada cuadrada por segundo. Luego, estos neutrones son capturados rápidamente por la gran cantidad de núcleos que también son liberados por la estrella que explota, creando así nuevos núcleos a través del proceso “r”.

Cuando un núcleo se “satura” con neutrones, pasa por un proceso de decaimiento beta para convertirse en el núcleo del próximo elemento de la tabla periódica. Este nuevo núcleo, a su vez, absorbe todos los neutrones que puede soportar, hasta decaer cuando está “saturado” con neutrones, y así el ciclo vuelve a repetirse. Cuando un elemento formado por el proceso “r” se hace muy pesado (el número total de protones y neutrones es aproximadamente 270), se divide en forma espontánea a través de un proceso llamado “fisión nuclear”.

Los neutrones se adhieren de manera muy rápida a una temperatura de unos pocos billones de grados, con lo cual se pasa rápidamente del hierro al uranio en menos de un segundo.

Los elementos generados de esta forma incluyen elementos transuránicos (elementos cuyo número de protones es mayor que el del uranio), como el curio-250, californium-252, californium-254 y fermio-257.

Nuestros orígenes estelares

Cuando una supernova lanza sus elementos recién formados al espacio, éstos se incorporan a una enorme nube de gas y polvo, llamada nube interestelar, compuesta en un 90% por hidrógeno, 9% por helio y 1% de átomos más pesados. El polvo contiene silicatos (compuestos hechos con silicio), carbono, hierro, agua congelada, metano (CH4), amoníaco (NH3) y algunas moléculas orgánicas como el formaldehído (H2CO).

Los astrónomos estiman que estas nubes han formado todas las estrellas y planetas pues se encuentran con demasiada frecuencia entre las estrellas de nuestras galaxias. Todos los elementos de la Tierra se cocinaron dentro de las estrellas, a excepción del hidrógeno, que surgió cuando se formó el universo en la explosión inicial del Big Bang, y luego fueron liberados al universo a través delas explosiones de supernovas. El nitrógeno en nuestro ADN, el calcio en nuestros dientes, el hierro en nuestra sangre y el carbono en nuestras tartas de manzana fueron formados en el interior de estrellas. El oro de las joyas, el tungsteno en las bombillas de luz y la plata en la vajilla fueron originados en explosiones estelares. Nosotros mismos estamos compuestos de esa “materia estelar”.

Como se encuentran sustancias químicas dentro de las estrellas

Los científicos usan para determinar qué sustancias químicas se forman dentro de las estrellas, una técnica conocida como espectroscopia visible, basada en un aparato llamado espectroscopio, que dispersa la luz de los colores visibles al pasarlos por un prisma o una rejilla.

Estos colores son una descomposición  del espectro visible al ojo humano, y su posición e intensidad varían según el elemento químico que emite la luz. Por ejemplo, el espectro de emisión del hidrógeno consiste de cuatro líneas: púrpura, azul, verde y roja, ubicadas en posiciones que corresponden a su longitud de onda. El espectro de emisión del helio consiste de seis líneas que son de color púrpura, cian, verde, amarillo, naranja y rojo. En otras palabras, los átomos y moléculas producen su propia “huella digital” o “firma” cuando la luz que emiten se dispersa en un espectroscopio. Se puede codificar estas líneas y su análisis nos detalla los átomos constituyentes de la fuente emisora. El sodio tiene su línea característica entre el amarillo y el naranja.

Se miden además cuánta luz se encuentra en cada línea espectral,  la fuerza o debilidad general de todas las líneas de un elemento dependen del número de átomos de ese elemento. El porcentaje de composición de átomos en un cuerpo estelar también puede estar determinado. Al observar la luz emitida por el sol, se han podido determinar el número relativo de átomos de elementos específicos e inferir su porcentaje por masa.

¿De dónde provienen los elementos químicos?

Los núcleos de los elementos químicos están formados por protones y neutrones. Un átomo de hidrógeno posee solamente un protón en su núcleo, uno de helio dos protones y dos neutrones, y así sucesivamente conforme avanzamos en la tabla periódica de los elementos. Por tener carga positiva, dos protones se repelen entre sí por la fuerza de Coulomb o fuerza electromagnética, una de las interacciones fundamentales de la materia. En el núcleo del helio los dos protones no se repelan entre sí debido a otra interacción fundamental de la materia conocida como fuerza nuclear fuerte, que los mantiene unidos en el núcleo. Esta fuerza se ejerce en un espacio muy pequeño, por lo que los dos protones deben estar muy cerca uno del otro. Las temperaturas necesarias que permitieron a los protones acercarse entre sí lo suficiente venciendo la fuerza de repulsión de Coulomb para formar los primeros núcleos, se alcanzaron en el primer minuto después del acontecimiento del Big Bang. Se formaron entonces en el Universo los primeros elementos representados en la Tabla Periódica: hidrógeno, helio y algo de litio. Las estrellas son inmensas bolas de gas cuyo equilibrio esta en relación entre su presión interna, obtenida del calor generado en las reacciones nucleares que tienen lugar en el centro de la estrella y su gravedad. Cuando en las estrellas se agota el hidrógeno, su combustible principal, se transforma en helio. Al suceder esto, la presión interna disminuye y comienza a prevalecer la gravedad. Esta fuerza contrae a las estrellas y la contracción incrementa nuevamente sus temperaturas internas.

Cuando las estrellas muy masivas agotan sus combustibles y han formado un núcleo de hierro, la fuerza gravitacional comienza a dominar nuevamente y la estrella comienza a colapsar hacia su centro. Esto origina altísimas temperaturas y presiones en el centro de la estrella. Sus capas en colapso rebotan con una energía enorme y se produce la explosión de la supernova. El rebote de las capas externas contra el centro de la estrella produce una onda de choque que da lugar a las condiciones necesarias para la generación de los elementos restantes.

El carbono, hidrógeno, oxígeno, nitrógeno, calcio, fósforo, cloro, vanadio… son algunos de elementos químicos que encontramos en nuestro planeta y que junto a varias decenas más completan la lista de ingredientes esenciales de toda la materia del universo. Son átomos o moléculas con diferente número de protones, neutrones y electrones, pero ¿de dónde vienen? ¿Cuál es su origen? ¿Dónde y cómo se crearon?
Tiempo después de  la gran “explosión” del Big Bang, con la que se inició el universo, se formaron los elementos más simples a partir de las partículas básicas neutrón-protón-electrón: el hidrógeno y el helio. El hidrógeno es el componente básico de las estrellas jóvenes, en sus fases iniciales y es el combustible que éstas van quemando por los procesos de fusión a lo largo de su vida, dando lugar al helio, como producto o las “cenizas” de esta combustión. Cuando el hidrógeno se va agotando, las fuerzas de expansión que genera la combustión se debilitan y la fuerza de la gravedad aumenta. La estrella se contrae por el efecto superior de la fuerza de la gravedad, lo cual produce un calentamiento de su centro.
Este calentamiento crea reacciones nucleares en el centro de la estrella, que son capaces de “quemar” el helio, dando como nuevo producto el carbono. Y también el helio se agotará, lo que permitirá que sucesivas reacciones de este tipo vayan generando elementos químicos más pesados tales como el magnesio, sodio, neón, oxígeno, azufre y fósforo, hasta llegar el hierro, que es el elemento límite que puede formarse de esta manera, ya que su fusión no libera energía.
La explosión de las supernovas produce llamaradas de millones de kilómetros de longitud. Estas explosiones extienden toda esta materia en forma de elementos químicos por el universo, de esos elementos están formadas todas las cosas de nuestro planeta, incluso nosotros, y el resto de lo que existe. Podemos decir por lo tanto que provenimos de las estrellas, ya que ellas son la “caldera” en la que se forma toda la materia del universo. en síntesis: Nacimos en las estrellas.


admin

Soy licenciado en Ciencias Geológicas, egresado de la Universidad de Buenos Aires (UBA), Argentina y Máster en Ciencias Hidricas. Trabaje en exploración de hidrocarburos durante 18 años. Actualmente me desempeño como consultor en Medio Ambiente e Hidrologia.

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