19- El origen de los elementos

19-EL ORIGEN DE LOS ELEMENTOS

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"El Tao engendra al Uno, el Uno engendra al Dos, el Dos  engendra al Tres  y el Tres engendra  los diez  mil seres."

                Lao Tse o Laozi (h. el s. VII o s. VI a.C.)

                         La base de partida de las formaciones estelares son los gases interestelares a bajas temperaturas. Entendemos por este tipo de gases los que comprenden una masa de protones y electrones muy diluidos, que engloba también pequeñas cantidades de materia más pesada. El conjunto está dotado de unas energías cinéticas y gravitatorias prácticamente despreciables, en las que las partículas, por consiguiente, son "casi" libres y los "rozamientos" son tan pequeños que, prácticamente se considera la inexistencia de contactos.

                   Consideremos, sin embargo, que se ocasione una concentración progresiva de la masa descrita. En tal proceso sólo las fuerzas gravitatorias acabarán desempeñando un papel relevante. Las partículas constituyentes de la masa gaseosa se van "animando",  acelerándose en progresión creciente hasta adquirir energías cinéticas elevadas. Simultáneamente, las fuerzas electromagnéticas entran en acción por lo que las cargas aceleradas emiten fotones que fluyen de la masa de gas condensado. Antes de abandonar la masa de gas se producen, por la acción de este flujo, numerosas reemisiones y absorciones. Normalmente las nubes interestelares contienen miles de veces más materia que las estrellas. Si las nubes van a llegar a ser el lugar de nacimiento de las estrellas, dejan de ser cúmulos homogéneos intactos. Las nubes interestelares se descomponen gradualmente en condensaciones más pequeñas de aproximadamente un año luz de diámetro. Las inestabilidades gravitacionales manifestadas en diversas partes de una nube interestelar provocan el desarrollo de inhomogeneidades en el gas. Una nube media puede descomponerse en decenas e incluso centenares de fragmentos que, por inercia, imitan el comportamiento de la nube entera, aunque por regla general se contraen más rápidamente que aquella de la que proceden.

                   Una vez que una porción de nube ha adquirido su propia identidad dentro de la nebulosa interestelar, pasa por una serie de estadios rigurosamente previsibles. En principio se contrae bajo la acción de la gravedad que actúa sobre el conjunto cada vez más denso de átomos. A medida que la masa se hace más compacta, los átomos colisionan más a menudo y calientan la porción de gas. Las tensiones originadas en el interior remiten en la medida en que los fotones alcanzan la superficie de la ya protoestrella, abandonándola y provocando una disminución de la energía total.

                   Podemos decir, pues, que las interacciones gravitatorias y electromagnéticas son los dos protagonistas principales de esta historia. Por las primeras se provoca una concentración de la masa y por las segundas se activa la formación de fotones, que se llevan consigo la energía liberada, a la par que ponen en funcionamiento las interacciones "fuertes" y "débiles" que pugnan por inhibir el proceso contractivo. Cuando la energía térmica del núcleo estelar sea lo suficientemente alta como para poner fin a la primera etapa contractiva, el papel inhibitorio de las interacciones deja de ser eficaz. A todo esto hay que añadir que los metales que componen la materia más pesada son más eficientes que el hidrógeno que ha de generarse, en el enfriamiento de las nubes moleculares, lo que permite que éstas se desplomen facilitando la formación de estrellas; en consecuencia la producción y dispersión de incluso una pequeña cantidad metálica podría ejercer un efecto considerable en la formación estelar.    

                   La importante segunda fase de la evolución estelar la constituye la de la (así llamada) cadena "protón-protón", que ha sido bien descrita por Hans Bethe y Charles Critchfield. En ella se desencadena la fusión del hidrógeno. Dos protones más una interacción débil colisionan y se fusionan, con la consiguiente formación de un positrón y un neutrino. El núcleo resultante consiste en un protón más interacción nuclear y un neutrón con una masa doble que la del hidrógeno normal. Se trata del "hidrógeno pesado" o deuterio. Al propagarse el número de choques de núcleos de hidrógeno con núcleos de deuterio se fusionan, formando He³, con un número atómico igual al del helio, pero con un número másico menor. Continuando con el proceso, en el siguiente paso                     las colisiones de pares de núcleos de He³ provocan fusiones, en las que se genera un núcleo de helio (He⁴) por cada dos núcleos de hidrógeno que se liberan. En ambos casos la energía surge del colapso de una estructura. En el primer supuesto, de una gran contracción de materia, y en el segundo, de masas agrupadas de cuatro protones libres, que se contraen hasta originar un núcleo de helio. En consecuencia, cesa la concentración gravitatoria al mismo tiempo que se quema el hidrógeno a una temperatura constante.

                   En las transformaciones químicas ordinarias, la fuerza eléctrica provoca la reordenación de los electrones de las capas periféricas de los átomos, pero en los cambios nucleares, la interacción fuerte provoca la reordenación de los neutrones y los protones en el núcleo atómico. Cuando los productos generados en un proceso nuclear poseen menos masa que los ingredientes activos, el exceso de masa se convierte en energía de acuerdo con la consabida fórmula E = m. c²

               La energía que producen las reacciones nucleares es sumamente elevada; cerca de un millón de veces la de una reacción química. Piénsese en que la unidad de energía nuclear es el megatón, justamente la energía liberada por un millón de toneladas de explosivo químico convencional.

                   Nuestro Sol se encuentra en esa fase de combustión del hidrógeno, a unos diez millones de grados. El mencionado Hans Bethe demostró que el Sol se comporta como una verdadera bomba de hidrógeno que se mantiene unida y se ceba continuamente gracias al poder de la acción gravitatoria. En su centro, seiscientos millones de toneladas de hidrógeno se fusionan cada segundo, dando como resultado unas quinientas noventa y seis millones de toneladas de helio. Los cuatro millones de toneladas restantes, es decir, un exiguo 0,7 por cien del total se transforman en energía irradiada, cantidad más que suficiente, para mantener la vida en nuestro planeta, calentar más o menos según su tamaño y distancia, el resto de los planetas del sistema Solar y disiparse el resto por el espacio. Se cree que la cadena protón-protón tuvo una importancia decisiva en la formación de las primeras estrellas que surgieron inmediatamente después de la formación del universo.

                   Si la síntesis estelar hubiese finalizado con la formación del helio y éste hubiese quedado encerrado en el interior de las estrellas, la historia del universo hubiese sido completada y aquí acabaría la descripción del mismo, pero tras una prolongada y estacionaria etapa de fusión del hidrógeno en la que las "cenizas" de helio se van acumulando en la zona central, las estrellas experimentan cambios muy considerables. Más tarde, en estrellas de más masa, cuyos núcleos están comprimidos por la interacción de la gravedad y por lo tanto desarrollan temperaturas extremas, es cuando se llega a originar carbono y oxígeno a partir del helio almacenado. La zona central de las estrellas que llegan a alcanzar el "ciclo del carbono", se contraen y calientan a medida que van agrupándose los nucleones de cuatro en cuatro en los núcleos de helio sintetizados. La densidad y temperatura del núcleo aumentan manteniéndose el equilibrio de presiones. Pero poco a poco las estrellas que entran en esta fase, comienzan a perder su homogeneidad. Mientras que su núcleo se contrae, las capas externas se dilatan hasta cincuenta veces su tamaño inicial convirtiéndose en unas gigantes rojas, frías y luminosas.

                   Con la contracción del núcleo estelar, aumentan la densidad y el calor. Las reacciones nucleares se relevan. El helio acumulado en la combustión del hidrógeno pasa a ser el nuevo combustible. Con el aumento de la temperatura, son suficientes contactos muy breves para que los núcleos de helio puedan producir fusiones.

                   Edwin Salpeter ha explicado el mecanismo de transformación del helio en carbono, de forma tal que los núcleos de éste (de número másico 12) se obtienen por la unión de tres núcleos de helio. La colisión de dos núcleos de helio origina inicialmente una forma de berilio muy radiactiva y extremadamente efímera, lo que no obsta para que en el transcurso de su existencia colisione con un tercer núcleo de helio, originando la formación de un átomo estable de carbono. La síntesis del carbono es el resultado de una coincidencia  muy delicada entre las energías del helio, el inestable berilio y el carbono resultante. De manera análoga a la descrita se genera el oxigeno 16 y el neón 20, es decir, mediante colisiones de átomos de carbono y helio.

                   El litio, el berilio y el boro, que poseen núcleos más ligeros que el del carbono, son, en consecuencia, un millón de veces menos abundantes que éste. La física nuclear impone sus leyes a la hora de determinar las concentraciones de los elementos. Eso es así debido a que sutiles detalles intervienen en las reacciones y marcan las pautas de surgimiento de los elementos en el panorama estelar.

                   Cuando se produce una nueva contracción gravitatoria debido a una nueva subida de temperaturas hasta los seiscientos millones de grados, es el momento en que el carbono 12 reacciona activamente. Este es un proceso que dura de diez mil a treinta mil años. Junto con algunas reacciones de menor importancia, la fase que comentamos es la responsable de la formación de los elementos de número atómico comprendido entre dieciséis y ventiocho, principalmente neón, sodio, magnesio y otros de menor importancia cuantitativa, como aluminio y silicio.

                   Después de una nueva contracción gravitatoria y un ascenso de la temperatura a mil millones de grados centígrados, se producen una serie de reacciones complejas en las que intervienen elementos como el neón, el magnesio y el oxígeno.

                   A una temperatura de mil quinientos millones de grados sólo el oxígeno 16 puede reaccionar consigo mismo antes de ser destruido por un flujo de fotones. Según sea la masa de la estrella, el neón y el oxígeno pueden quemarse a continuación dentro de un proceso que recorre la tabla de los elementos hasta el hierro, el elemento más estable, y desarrollándose cada etapa de combustión en un tiempo más breve. En procesos intermedios se producen la formación de elementos como magnesio, aluminio, silicio, fósforo y azufre. El período de combustión es solo de algunos años. Después de eso disminuyen la intensidad y la velocidad de las contracciones, pues todo el combustible nuclear principal se ha agotado. Una estrella de tamaño parecido al Sol que hubiera producido carbono y oxígeno los mantendría confinados como un rescoldo, en el interior de una estrella enana blanca. Pero una estrella de gran masa iría progresando mediante etapas intermedias de fusiones y desintegraciones radiactivas formando muchos elementos diferentes hasta llegar al hierro.

                   A temperaturas de tres mil o cuatro mil millones de grados se forman, por fin, los núcleos de hierro y, en orden decreciente, manganeso, cobalto, cromo y níquel. El núcleo de hierro ocupa una posición especial dentro de la física nuclear por ser el núcleo más fuertemente cohesionado. La formación de los metales y de los elementos más pesados se estudia muy bien mediante los métodos estadísticos. Gracias al elevado ritmo de capturas y disociaciones, los núcleos se detectan a lo largo de toda la escala isotópica de masas. Así puede preverse que con el tiempo las partículas adoptarán las configuraciones más estables. En la fusión de núcleos más ligeros se desprende energía pero para formarse un núcleo de mayor masa que el del hierro es necesario un fuerte aporte de energía. Quiere decirse con esto que el orden de la formación de los elementos en la síntesis nuclear guarda perfecta relación con la distribución que se observa en la naturaleza lo cual supone un notable éxito predictivo de la teoría de la síntesis nuclear. Una vez que la estrella ha producido una zona central de hierro, no hay forma de generar energía mediante más fusiones. En esas circunstancias, los elementos más pesados podrían generarse probablemente como consecuencia del flujo de neutrones producidos en las diferentes fases de la evolución estelar. Pequeñas cantidades de elementos presentes en el gas inicial actuarían como gérmenes de elementos de mayor peso. Por ejemplo, el hierro podría originar uranio por absorción de neutrones.

                   Como siempre sucede en esta historia, todo puede cambiar de nuevo si las temperaturas se hacen lo suficientemente elevadas. En ese caso se llegará a generar un proceso desestabilizador que podemos calificar de absolutamente implosiva. El hierro 56 y sus congéneres asociados se convierten en vulnerables a la acción destructiva de los rayos gamma. Sólo algunos núcleos de helio y algunos neutrones quedan como resultado de su violenta destrucción. El núcleo de la estrella colapsa rápidamente y pierde enormes cantidades de energía térmica pudiendo convertirse en una estrella de neutrones o en un agujero negro. La materia de la zona central llega a no poder comprimirse más cuando alcanza la densidad de los núcleos atómicos. Si entonces se precipita más materia sobre el núcleo central duro, rebota, y una onda de presión muy intensa se expande en reflujo a través del volumen de la estrella a gran velocidad y al llegar la onda de choque a la superficie de la misma, el astro expide un intenso brillo pudiendo llegar a explotar. En su avance a través de la estrella, la onda de choque va provocando la síntesis de muchos elementos. Debido al intenso calor generado se originan reacciones nucleares nada comunes en las estrellas de combustión estacionaria. Algunos de los productos de esas reacciones son radiactivos y otros más estables y pesados que el hierro. Los neutrones que bombardean los núcleos de hierro pueden ser capturados con cierta parsimonia en comparación con el período de semidesintegración de la mayoría de los núcleos radiactivos, con lo que generalmente se produce la eliminación de los electrones. El resultado de esos procesos relativamente "lentos" es que pueden formarse núcleos de número másico 63 (es decir, hasta el bismuto), todos ellos todavía en la zona de estabilidad estelar.

                   Sin embargo, la captura o absorción de neutrones puede ser muy rápida si su superabundancia provoca que los núcleos puedan capturar cuantos les sea preciso. Es más, los núcleos inestables que se forman en una fase intermedia pueden estabilizarse de nuevo, y consiguientemente, alargar la vida de la estrella. Lo normal es que ese rápido proceso transcurra en períodos de tiempo de 0,01 a 10 segundos, con densidades de neutrones tan altas como, por ejemplo, las que tiene la envoltura de una supernova.

                   Una característica notable es que la distribución de frecuencias de los elementos presenta un máximo en los núcleos con capas cerradas que pueden haberse formado en los procesos "lentos". Esta idea se ve reforzada por la detección de isótopos con relativa frecuencia, lo que hace pensar que esos sucesos son propios de estrellas gigantes. Pero las explosiones de supernovas desempeñan un papel muy relevante en el enriquecimiento químico del universo. Mientras que las estrellas de masa pequeña acaban dejando confinados los productos generados en su interior, las estrellas explosivas eyectan las capas más externas que no se han llegado a consumir. Expelen violentamente el helio que se formó a partir de la combustión del hidrógeno y arrojan el gas junto con el oxígeno, el azufre, el carbono y el silicio que se fueron acumulando en el transcurso de las sucesivas fusiones.

                   Los modelos teóricos sugieren que mientras los elementos pesados (carbono, nitrógeno, oxígeno, sodio, magnesio, silicio y hierro) se producen en el interior de las estrellas, los más pesados que el hierro se generan cuando las estrellas explotan. Durante la explosión y en algunos minutos posteriores, los núcleos de pesos medianos se apretujan violentamente unos con otros, surgiendo así los núcleos más pesados de todos. Las estrellas desintegradas son las responsables de la existencia de algunos de los elementos más apreciados por la humanidad. Se incluyen aquí, además de algunos elementos raros, otros como la plata, el níquel, el oro, el uranio y el plutonio. Paradójicamente, los elementos más pesados sólo pueden existir después de la extinción de las grandes estrellas que las generaron. Los restos dispersos de antiguas estrellas se mezclan con el hidrógeno y el helio interestelar, producidos previamente en la primera época del universo. Esta mezcla heterogénea de elementos inicia otros ciclos de contracción, calentamiento y combustión que dan lugar a muchas generaciones de estrellas que se suceden unas a otras, cada vez más enriquecidas en elementos pesados. Antiguas estrellas masivas que explotaron hace muchísimo tiempo fueron las responsables de que nuestro Sol contenga elementos pesados, que de por si, con su masa estelar no sería capaz de producir.

                   Además y como confirmación a lo anterior, la prueba directa de que la formación de los elementos pesados ocurre realmente en los centros de las estrellas, se basa en un caso muy claro de observación de un tipo de núcleo muy pesado, llamado tecnecio (que significa artificial). Mediciones de laboratorio demuestran que este núcleo tiene de vida media radiactiva unos doscientos mil años. El hecho de haber detectado la existencia de tecnecio en numerosas gigantes rojas indica que debió sintetizarse en escasos centenares de miles de años, pues nadie ha encontrado ni siquiera trazas de tecnecio natural en nuestro planeta, de la que como es lógico, desapareció hace mucho tiempo, aunque pueda fabricarse y estudiarse en los laboratorios de física.

                   Como vemos, las estrellas y las galaxias son, en esta convulsa historia los vehículos que utiliza la "materia prima" universal, el hidrógeno, en un proceso continuo de incorporación a si mismo y de adquisición de  complejidad estructural. Así es como entre otros elementos, llegan a formarse oxígeno, hierro, nitrógeno y carbono, los componentes esenciales de la vida que se encuentran esparcidos por todas las galaxias. La evolución química de éstas, avanza ininterrumpidamente entre las colosales fulguraciones de incontables explosiones nucleares. Todavía hemos de precisar más las circunstancias en que se producen aquellas variaciones estructurales de las estrellas, que no sólo son fuentes naturales de síntesis nuclear de elementos sino, también, piezas fundamentales en las progresivamente complejas estructuras materiales que divagan por los espacios interestelares.