“El Universo es una hipótesis”
Willem de Sitter (1872-1934)
Cuando uno contempla la tabla periódica de los elementos y observa las maravillas tecnológicas en formas y funciones tan variadas, resulta difícil creer que todo eso está compuesto de los elementos químicos perfectamente ordenados de la tabla. Cuando Dmitri Mendeléyev (1834-1907) propuso la primera tabla en 1869, existían algunos “huecos” correspondientes a elementos que aún no habían sido descubiertos, pero que sus investigaciones sobre la periodicidad de las propiedades en los elementos químicos sí predecían. Hoy no existe ningún hueco en la tabla periódica y podría decirse que los ingredientes del universo se conocen a la perfección: 118 elementos químicos, 94 de los cuales se encuentran en la naturaleza, mientras que el resto han sido sintetizados por los científicos en los laboratorios, algunos de ellos con tiempos de vida muy pequeños.
Pareciera que las palabras de Richard Feynman (Premio Nobel de Física 1965) —“lo que no puedo crear, no lo entiendo”— han quedado atrás para los científicos. A pesar de contar con la tecnología para sintetizar elementos químicos, esto no implica que se conozcan por completo los procesos que los originaron en primer lugar. Resolver el problema inverso; es decir, determinar el proceso de formación de un elemento químico dado, es una labor científica que continúa.
Uno de los artículos pioneros sobre el origen de los elementos químicos fue publicado en 1948 por Ralph Alpher, Hans Bethe y George Gamow.[1] En él, se proponía que los elementos químicos se habían originado por la concatenación de procesos continuos de rápida expansión y enfriamiento de la materia primordial expelida en el Big Bang. Los autores estipulaban que en las primeras etapas del universo, la materia se hallaba comprimida en una nube de neutrones (partículas sin carga eléctrica), y conforme la presión del gas decrecía por la expansión, los neutrones se transformaban en protones (partículas de carga positiva) y electrones (partículas de carga negativa). La combinación de algunos de estos neutrones esparcidos con los recién creados protones pudo dar origen al hidrógeno y este proceso de captura de neutrones condujo, tal vez, a la formación de átomos más pesados. Con esta idea en mente, los autores formularon un modelo matemático que expresaba en términos generales la curva de abundancia de los elementos químicos conocida en ese entonces.
Para 1956, Hans E. Suess y Harold C. Urey (Premio Nobel de Química en 1934 por el descubrimiento del deuterio, un isótopo estable del hidrógeno, también conocido por su trabajo en el origen de la vida) refinaron la curva de abundancia de los elementos incluyendo nuevos datos geológicos así como análisis de muestras de meteoritos. Sin embargo, los autores no hicieron ningún intento por desarrollar un modelo cosmogónico que explicara el origen de los elementos.
Un año después, vería la luz un artículo pionero y fundacional que compilaba y describía los posibles mecanismos nucleares que podrían haber dado origen a los elementos químicos: “La síntesis de los elementos en las estrellas”, firmado por el astrofísico Fred Hoyle (quien acuñó el término “Big Bang” para describir el nacimiento del universo) y colaboradores. Lo que mostraban en este artículo era que las estrellas funcionaban como “hornos de producción” cósmicos donde se producían —a través de distintos procesos nucleares— todos los elementos químicos más pesados que el helio: la nucleosíntesis. Para explicar la curva de abundancia de los elementos, Hoyle y colaboradores propusieron al menos ocho distintos procesos de síntesis nuclear que involucraban la combustión de hidrógeno (el elemento más abundante del universo) y helio (segundo elemento más abundante), procesos de captura de protones y neutrones cuya escala de tiempo puede tomar desde fracciones de segundo hasta milenios, además de otros procesos radioactivos.
Las estimaciones actuales señalan que la primera estrella pudo haberse formado alrededor de cien millones de años después del Big Bang; con ayuda de estas primeras estrellas, catorce billones después del Big Bang, el 2 % del hidrógeno y helio habían sido transformados en todos los elementos que ocupan la tabla periódica. Estas primeras estrellas eran masivas —varias veces la masa del Sol—, lo que tiene consecuencias importantes respecto a su tiempo de vida, destino final (la posibilidad de transformarse en un agujero negro o no) y capacidad de síntesis de ciertos elementos químicos. Por ejemplo, una estrella treinta veces la masa del Sol quema su hidrógeno en seis millones de años, mientras que a una similar al Sol le tomará diez billones de años: a mayor masa, menor tiempo de vida, aunque brille más.
La única manera que tienen las estrellas de evitar el colapso gravitacional es “quemando” su combustible, el hidrógeno. Cuando éste ya no es suficiente, la estrella se contrae y eleva su temperatura con la liberación de energía, lo cual conduce a “quemar” el helio producido a partir del hidrógeno en la etapa previa. De esta manera, la estrella continúa su vida, contrayéndose y “quemando”—cada vez más rápido— los elementos químicos sintetizados en las etapas previas; así terminan formándose el carbono, el nitrógeno y el oxígeno, hasta llegar a la síntesis del hierro, cobalto o níquel.
Debido a que estos últimos elementos son muy estables, a la estrella —incluso a las masivas— le resultará imposible “quemarlos”; para que la estrella logre sintetizar elementos más pesados que el hierro o el níquel, necesitaría el suministro de energía, y ya no tiene de dónde obtenerla. Es por ello que la aparición de estos elementos marca el final de la vida de una estrella. Como ya no puede mantener a raya el colapso gravitacional a través de las reacciones nucleares en las capas externas, la estrella efectivamente colapsa en cuestión de segundos. La materia colapsada se aglutina en un espacio muy pequeño ocasionando que las fuerzas nucleares repelen con violencia toda esta materia; el resultado es una onda de choque tan poderosa que hace estallar a la estrella con un brillo que supera a una galaxia entera: una supernova.
La explosión de la supernova ayuda a diseminar los elementos químicos por todo el universo; por ejemplo, los elementos como el carbono, oxígeno o magnesio que se formaron poco antes del colapso, se ven eyectados al espacio. Así, la onda de choque viene acompañada de un aumento de temperatura y densidad a niveles extremos, lo que ayuda a promover otras reacciones nucleares sintetizando otros elementos; más aún, mucha de la materia eyectada puede alcanzar velocidades cercanas a la de la luz, ocasionando la aparición de rayos cósmicos altamente energéticos que son capaces de producir nuevos elementos al fusionar otros núcleos dispersos.
También puede ocurrir que los neutrones provenientes de la explosión de la supernova sean atrapados por otros núcleos de elementos y, de esta forma, se sinteticen nuevos más allá del hierro o níquel. Sin embargo, aún es tema de debate los mecanismos nucleares a detalle implicados en la formación de elementos más pesados que el hierro o níquel debido a la explosión de supernovas. Por ejemplo, no se conocen con exactitud los mecanismos estelares que dan origen a los elementos entre el níquel y el circonio.
Por otro lado, cuando una estrella no es tan masiva (alrededor de ocho veces la masa del Sol), su final no viene acompañado de una explosión tipo supernova o su conversión a agujero negro, sino que gradualmente va lanzando al espacio su capa más externa, rica en helio, carbono y nitrógeno —un proceso que puede durar más de 100 000 años— hasta que sólo quede el núcleo agotado de la estrella. A lo largo de la vida de la estrella de baja masa (del orden de decenas de millones de años), los neutrones liberados pueden llegar a fusionarse con otros núcleos y formar elementos más pesados que el hierro, llenando poco a poco las casillas de la tabla periódica, incluyendo a las “tierras raras”.
Existen otros mecanismos menos gentiles para sintetizar elementos más pesados que el hierro. Tal es el caso de la colisión entre dos estrellas de neutrones (estrellas con decenas de veces la masa del Sol, pero no tanto como para transformarse en un agujero negro al final de su vida), que puede llegar a formar y expulsar al espacio elementos como el oro y el platino.
Como en el universo la población de estrellas no tan masivas es superior a su contraparte, en conjunto estas estrellas contribuyen más a nutrir de elementos el espacio exterior, los cuales formarán otras estrellas, otros planetas, u otros seres vivos. Y tampoco es que necesitemos de grandes y sofisticados telescopios para observar y disfrutar el brillo de estrellas lejanas o remanentes de las supernovas, lo tenemos justo al alcance de nuestras manos: lantano, praseodimio, europio, gadolinio, terbio, disprosio… brillan a cada desliz de nuestros dedos sobre la pantalla del teléfono.
Martín Méndez
Doctor en Ciencias Aplicadas por el Instituto Potosino de Investigación Científica y Tecnológica A. C. (IPICYT), entusiasta de la divulgación científica y la innovación.
[1] El segundo autor, Hans Bethe, no participó en la escritura del artículo pero Gamow lo incluyó para lograr un guiño a la física de partículas: los apellidos Alpher, Bethe y Gamow recuerdan al nombre de las partículas alfa, beta, y gama.