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El origen de nuestros átomos

Evolución del UniversoSi a cualquiera de nosotros nos preguntan de dónde salieron todos los átomos que hay presentes en el universo, seguro que lo primero que se nos ocurre es que tienen su origen en el Big Bang. Bueno, eso hasta cierto punto puede ser correcto, ya que en el modelo cosmológico actual es la explicación que tenemos para el inicio de todo el universo que conocemos. Sin embargo, no nacieron todos los elementos químicos en aquella “megaexplosión”; ni muchísimo menos. Vamos a ver qué ocurrió y cómo surgieron realmente nuestros átomos.

En los primeros instantes de vida del universo ni siquiera existían los más conocidos constituyentes de los átomos, tales como protones o electrones, sino que todo estaba formado por un plasma conocido como plasma de quarks-gluones. Poco a poco, y tras diferentes procesos físicos, fueron apareciendo los protones y neutrones, constituyentes básicos de los núcleos atómicos. Transcurridos unos 300.000 años aparecen ya los primeros átomos ya que con la disminución de la temperatura los núcleos atómicos pueden comenzar a captar electrones. Es a partir de entonces cuando se puede decir que nuestros átomos comienzan su andadura. Todo este proceso recibe el nombre de nucleosíntesis primordial.

Sin embargo apenas aparecen un par de tipos diferentes de átomos: diferentes isótopos de hidrógeno, de helio y el más “pesado” litio. Con estos tres elementos se formaron las primeras estrellas de nuestro joven universo. Ahora bien, ¿de dónde salieron el resto de elementos químicos? La respuesta es sencilla: de los procesos nucleares que tienen lugar en el interior de las estrellas en un proceso llamado nucleosíntesis estelar.

Nacimiento y vida de la estrella

A grandes rasgos y sin entrar en el tema de cómo se forman las estrellas, cualquier estrella empieza su vida siendo una gran bola supercaliente compuesta principalmente de hidrógeno. Debido a las reacciones de fusión termonuclear, dos átomos de hidrógeno (un protón) se combinan para dar lugar a uno de helio (dos protones). Este proceso genera una cantidad descomunal de energía que proporciona a la estrella combustible suficiente para sobrevivir durante un periodo comprendido entre millones de años (estrellas más grandes) y miles de millones de años (estrellas más pequeñas). Esta fase de la evolución estelar recibe el nombre de secuencia principal y ocupa un 90% del total de la vida de la estrella. Nuestro Sol, que es una estrella de las pequeñas, tiene actualmente unos 4.500 millones de años y está todavía en la mitad de su vida, así que tiene combustible para otro periodo de tiempo similar al que lleva vivido.

Pero todo en la vida se acaba, y llegado el momento, el hidrógeno comienza a escasear. Es entonces cuando el combustible de la estrella pasa a ser el helio (dos protones), que al combinarse da lugar al berilio (cuatro protones). Una vez que se acaba el helio se utiliza el berilio, y así sucesivamente. Contado de esta manera parece que todo es muy sencillo y que tan solo hay un tipo de reacción, pero esto no es así. Existen muchas reacciones diferentes englobadas en tres grupos: cadenas protón-protón, el ciclo CNO y el proceso triple-alfa. De esta forma se crean los elementos más ligeros de la tabla periódica.

Cadena PP

Decadencia de la estrella

Una vez superada la etapa de secuencia principal, la estrella empieza con su decadencia. Esta etapa cambia mucho en función de la masa de la estrella, pero como nuestro objetivo es estudiar cómo surgen los elementos químicos, vamos a centrarnos únicamente en lo que ocurre en estrellas de más de 9 veces la masa de nuestro Sol. En estas estrellas, además de los procesos comentados antes de la quema de hidrógeno y de helio, se da también la quema de metales.

Estrella antes del decaimientoUna vez que el combustible básico se ha quemado se comienzan a utilizar metales (se incluyen también semimetales y gases nobles) para mantener la estrella activa. A medida que se queman metales más pesados la estrella se comprime y se aumenta la temperatura para facilitar los procesos de fusión. Se llevan a cabo cuatro procesos fundamentales en esta etapa: la quema del carbono (seis protones), del oxígeno (ocho protones), del neón (diez protones) y del silicio (catorce protones). En estos cuatro procesos se obtiene una amplia variedad de elementos químicos diferentes llegando finalmente hasta el hierro (26 protones) y el níquel (28 protones).

A lo largo de estos procesos la estrella ha ido diferenciándose por capas, como si fuera una cebolla, en la que los diferentes elementos químicos se han ido depositando en una capa determinada. En el centro de la estrella están los elementos más pesados como el hierro y el níquel.

En todas las transformaciones anteriores siempre hay una ganancia de energía, ya que la energía producida en la fusión es mayor que la energía necesaria para unir los átomos. El punto máximo es el del hierro, por lo que a partir de este metal, la energía obtenida es menor que la suministrada. Esto provoca que la estrella entre en decaimiento, lo que la lleva irremediablemente al fin de sus días.

Nucleosíntesis estelar

Muerte de la estrella

El producto final tras la muerte de la estrella también depende de su masa. En nuestro caso particular de una estrella con una masa mayor de 9 veces la del Sol hay diferentes posibilidades. El más común es que la estrella termine sus días explotando en una supernova y convirtiéndose en una estrella de neutrones. ¿Cómo sucede eso?

Como vimos un poco más arriba, una vez superado el pico del hierro la estrella entra en decaimiento. Esto implica que la energía de las reacciones termonucleares no es suficiente para mantener la estrella unida y ésta se vuelve inestable. ¿Y por qué se vuelve inestable? Pues por un motivo muy sencillo. La condición que ha de cumplir una estrella para mantenerse estable es que la fuerza de la gravedad que la empuja a contraerse se compense con la energía de las reacciones termonucleares que la empujan a expandirse. Como ya os podréis imaginar, una vez que llegamos al punto en el que la energía de las reacciones nucleares es insuficiente para compensar la gravedad, algo malo debe suceder. Y así es. Las capas más exteriores de la estrella colapsan sobre sí mismas cayendo hacia el núcleo de la estrella, lo que recibe el original nombre de colapso gravitatorio.

Tras este colapso, las pesadas capas internas de la estrella, sufren un aumento de presión y temperatura. Esto produce que sigan dándose reacciones de fusión mediante procesos de absorción de neutrones o protones, cuyo resultado final son elementos superpesados como el uranio (92 protones). Sin embargo, la estrella no puede soportar esta situación por mucho tiempo y la presión de degeneración de los electrones hace que la estrella explote dando lugar a una supernova. La remanente final será una pequeña y densa estrella de neutrones.

Supernova Kepler

Siembra estelar

Una vez que la estrella colapsa y explota, todo su material sale despedido al espacio. Gracias a esto, todos los elementos químicos que la estrella poseía se esparcen por el universo dando lugar a los elementos químicos que hoy conocemos. Esta es la mejor demostración de que nuestro Sol no es la primera estrella que vivió en esta zona del universo donde nos encontramos actualmente. Para que en la Tierra estén presentes elementos químicos superpesados como el uranio, en esta zona debió de existir una estrella mucho más masiva que el Sol que hace muchos miles de millones de años explotó como una supernova y sembró nuestro Sistema Solar con los elementos químicos que tenemos en nuestro planeta. Visto de otra manera, sembró los elementos químicos que hoy en día necesitamos para vivir.

Saludos 😉

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