Somos polvo de estrellas
Los alquimistas intentaban transformar metales comunes, como el plomo, en metales preciosos, como el oro. Ahora, diríamos que querían transformar un elemento químico en otro, pero esos proto-químicos no conocían la naturaleza de los átomos, que son los ladrillos fundamentales que determinan las propiedades de cada material.
Sabemos que los átomos tienen un núcleo donde se encuentran protones y neutrones, mientras que los electrones les orbitan alrededor. Cada elemento de la tabla periódica tiene un número diferente de protones1[1]: el hidrógeno tiene uno, el helio dos, el litio tres y así avanzando.
Pero, entonces el oxígeno que respiramos, el oro de las joyas del tesoro de Monte Alban, el carbón del grafito de los lápices, el aluminio de las latas de refresco y todos los demás elementos, ¿siempre han existido? De no ser así, entonces, ¿de dónde provienen? ¿Quiénes y dónde los fabricaron? Para contestar a esta última pregunta es suficiente salir de la casa, en una noche despejada, y mirar al cielo: las estrellas son las fábricas de los elementos.
Bueno, no de todos. El hidrógeno y el helio, los átomos mas ligeros, se han generado durante los primeros minutos después del Big Bang, cuando la temperatura del Universo había bajado lo suficiente para que ya no se destruyeran. Sin embargo, la rápida disminución de la temperatura y de la densidad de materia en ese Universo joven impidió la formación de los elementos más pesados, con excepción de una minúscula cantidad de litio y berilio. Ellos eran los únicos elementos químicos que aparecían en la tabla periódica de aquel tiempo. La situación cambió cuando, 200 millones de años después, se encendieron las primeras estrellas.
En el núcleo central las estrellas se alcanzan temperaturas y densidades de materia muy elevadas. Por ejemplo, en el centro del Sol la temperatura es de 15 millones de grados y en cada centímetro cubico se concentran 6×1025 (¡un 6 seguido de 25 ceros!) protones, que son los núcleos de hidrogeno2[2]. Los protones poseen una carga eléctrica positiva y se repelen. Sin embargo, la velocidad con las cuales se mueven en el núcleo del Sol es tan alta que logran chocar y unirse. El resultado final de estas fusiones es que cuatro átomos de hidrógeno se transforman en un átomo de helio3[3] y en una pequeña cantidad de energía.
Este proceso de fusión termonuclear de hidrógeno en helio hace brillar las estrellas durante la mayor parte de sus vidas, para el Sol va a durar unos 10 mil millones de años. Pero algo más interesante ocurrirá cuando el Sol llegue a su “vejez”: el hidrógeno del núcleo se acabará y éste empezará a contraerse y a calentarse aún más, hasta alcanzar una temperatura de 100 millones de grados. A esta temperatura los núcleos de helio también lograrán fundirse y transformarse en carbono u oxígeno4[4]. Fue por medio de este proceso de fusión termonuclear que la primera generación de estrellas añadió nuevos elementos químicos en la tabla periódica de nuestro Universo.
Esto es todo lo que una estrella pequeña como el Sol sabe hacer, pero existen mejores alquimistas: las estrellas mucho más masivas que el Sol. Un ejemplar muy fácil de observar en las noches invernales es Betelgeuse, una estrella muy brillante en la constelación de Orión: su masa es más de 10 veces la del Sol y es aproximadamente 100 mil veces más luminosa. Además, su color rojizo indica que se encuentra en las últimas etapas de su vida. Ya ha terminado de quemar hidrógeno en su núcleo y, quizá, también está acabando el helio disponible. Cuando esto pase, su núcleo volverá a contraerse y su temperatura llegará a mil millones de grados. Entonces, los átomos de carbono empezarán a quemarse y producir,principalmente, magnesio, neón y sodio. Esta etapa durará sólo pocos miles de años y luego, en una vertiginosa secuencia, se quemará el neón, generando más oxígeno, luego el oxígeno mismo, que producirá diferentes elementos, entre los cuales se encuentran el azufre, el fósforo y el silicio, que a su vez se transformará en varios átomos más pesados (azufre, argón, calcio, titanio, cromo, etcétera), generando al final un núcleo estelar formado principalmente por hierro, que tiene 26 protones en su núcleo.
En ese momento, los procesos de fusión termonuclear terminarán5[5] y la estrella acabará su existencia en una gran explosión, que se denomina Supernova. La energía que se generará en ese instante será inmensa y, en el material que estará siendo expulsado en el espacio, habrá muchos neutrones libres que se unirán rápidamente a otros núcleos, generando elementos químicos cada vez más pesados. Es de esta forma espectacular, a través de su último aliento, que las estrellas masivas crean, por ejemplo, el cadmio, el oro o el platino. Todo este material será finalmente dispersado en el espacio y reciclado para formar otra generación de estrellas, quizá también acompañadas por sus propios sistemas planetarios.
Es así que se han formado los elementos que ahora constituyen todo lo que observamos y a nosotros mismos: en fin, somos polvo de estrellas.
* INAOE [email protected]
[1] En general, el numero de neutrones aumenta conforme al número de protones, aunque un mismo elemento químico puede existir en forma de distintos isotopos, o sea con un numero diferente de neutrones en el núcleo.
[2] En esas condiciones extremas, los átomos han perdidos sus electrones, que viajan libres por su cuenta: este particular estado de la materia se denomina plasma.
[3] Este átomo de helio pesa un poco menos de los cuatro protones originales: la masa “perdida” se ha transformado en energía, según la célebre formula E=mc2.
[4] Para que el helio se queme se necesita una temperatura más alta, porque la repulsión eléctrica entre los núcleos de este elemento es mayor, dado que cada uno posee dos protones.
[5] El núcleo de hierro tiene la máxima energía de enlace entre sus nucleones, lo cual provoca que su transformación en otro elemento químico no produzca energía, sino que la absorba.
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