Origen de los Elementos – Nucleosíntesis

Si el Big Bang contribuyó principalmente con hidrógeno, ¿de dónde provienen todos los demás elementos? Los siguientes pasos dramáticos que llevaron al nacimiento de la Tierra tuvieron lugar durante los siguientes millones de años, cuando los primeros elementos formaron estrellas y las primeras estrellas comenzaron a dar nacimiento a toda la tabla periódica de los elementos. Ese proceso se llama nucleosíntesis. En esta entrada, aprenderá acerca de la notable evolución de las estrellas energéticas y los procesos mediante los cuales generaron la riqueza química que ahora damos por sentado.

Las Bases de la Tabla Periódica

Un átomo es cualquier objeto con un núcleo cargado positivamente con uno o más protones y generalmente neutrones, rodeado por uno o más electrones cargados negativamente. Un elemento es un átomo para el que se conoce el número exacto de protones. El número de protones, o número atómico, también define la posición de un elemento en la tabla periódica. El hidrógeno es el elemento 1, con un protón en el núcleo, por lo que se encuentra en la esquina superior izquierda de la tabla periódica. El helio es el elemento 2, el carbono es el elemento 6 y el oro es el elemento 79, por lo que tienen 2, 6 y 79 protones en el núcleo, respectivamente. Un ion es cualquier átomo que tiene una carga eléctrica neta, es decir, el número de protones positivos en el núcleo es diferente del número de electrones negativos que rodean el núcleo. Un isótopo es cualquier elemento para el cual conoces tanto el número de protones como el número de neutrones en el núcleo. El número de protones define el elemento, pero cada elemento viene en una variedad de isótopos, que resultan ser fundamentalmente importantes en nuestra comprensión de la historia de la Tierra.

En la tabla de isótopos, el número de protones está en el eje vertical, mientras que el número de neutrones está en el eje horizontal. Eso significa que la tabla de isótopos tiene muchos cuadrados, cada uno correspondiente a una combinación única de protones y neutrones. De hecho, conocemos más de 2,000 isótopos diferentes, lo que significa 2,000 combinaciones diferentes de protones y neutrones. Para cualquier número de protones (Para cualquier elemento dado) hay varios isótopos. A medida que llegas a números atómicos cada vez más altos (Es decir, elementos con más y más protones), observas dos tendencias importantes. La primera es que los elementos más pesados tienen muchos más isótopos. La otra tendencia es que a medida que aumenta el número atómico, el número promedio de neutrones excede en gran medida el número de protones. Este efecto puede explicarse en parte por la repulsión electrostática que se produce entre dos protones cargados positivamente. Las cargas eléctricas se repelen entre sí, los positivos rechazan los positivos, y cuando intentas meter docenas de protones positivos en el mismo núcleo, los neutrones pueden actuar como pequeños espaciadores.

Evolución Cósmica y Nucleosíntesis

Hace casi 14 mil millones de años, al comienzo de todas las cosas, el Big Bang allanó el camino para la evolución cósmica. Una secuencia de congelamientos condujo primero a las cuatro fuerzas y luego a las principales partículas subatómicas (Leptones y quarks. Finalmente, cuando el universo tenía solo unos pocos cientos de miles de años, surgieron los primeros átomos), los primeros elementos químicos (hidrógeno, helio y litio). Ninguna de la riqueza de la tabla periódica de los elementos había aparecido todavía. Las materias primas de los planetas rocosos terrestres, y de los minerales que los forman, aún no existían. Los átomos simples de hidrógeno y helio hicieron estrellas, y las estrellas fabricaron todo el resto de la tabla periódica de los elementos. Este mecanismo estelar notable de hacer elementos químicos es un proceso llamado nucleosíntesis. Todos los elementos químicos se forman en las ollas a presión extremas llamadas estrellas. Primero, el hidrógeno se fusiona para hacer helio; Luego, el helio se fusiona para hacer carbono. La tabla periódica completa de los elementos químicos formados en una secuencia de cuatro procesos, colectivamente llamada nucleosíntesis.

Cada uno de estos cuatro pasos diversificó la química del cosmos. Las estrellas comienzan sus vidas como bolas gigantes de hidrógeno, el primer elemento, que se formó poco después del Big Bang. Cada estrella equilibra las fuerzas de la gravedad que empujan el hidrógeno hacia adentro y las reacciones nucleares que empujan hacia afuera. En las estrellas, las inmensas presiones y temperaturas internas provocan reacciones de fusión nuclear. En la primera serie de reacciones de fusión, el hidrógeno forma helio, helio forma carbono, etc., hasta el elemento hierro, que es el punto final de la fusión. No se puede extraer más energía de un núcleo de hierro, ya sea por fusión o por fisión. Cuando la estrella forma un núcleo de hierro, la estrella entera se derrumba y luego rebota como un trampolín, lo que provoca un flujo intenso de neutrones que genera todos los elementos y los lanza al espacio en una explosión de supernova. Ahora tenemos evidencia observacional de supernovas de hace tanto tiempo como el primer cinco por ciento de la historia cósmica, por lo que la creación de elementos probablemente ocurrió primero incluso antes, dentro de los primeros millones de años.

Muchas generaciones de estrellas van y vienen, cada una con elementos más pesados que la anterior. Los átomos de la Tierra representan los restos de muchos ciclos estelares anteriores. Dotada de todos los elementos químicos, la Tierra estaba preparada para hacer una química increíble.

Estrellas y Supernovas

Las estrellas tienen muchos millones o incluso miles de millones de años de fusión de hidrógeno. Luego, tienen fusión de helio por una décima parte de ese lapso de tiempo. Las etapas sucesivas de fusión conducen a una generación cada vez más rápida de capas de fusión: hidrógeno, helio, carbono, neón, oxígeno, silicio. La última etapa, la fusión del silicio con los elementos hasta el zinc, con reacciones adversas que producen gran cantidad de hierro-56, se produce en un solo día.

Cuando el núcleo se convierte en hierro-56, las reacciones nucleares se detienen. Todas las fuerzas que empujan hacia afuera, contrarrestando las inmensas fuerzas gravitacionales que empujan hacia adentro, se detienen en frío. Entonces, la estrella simplemente se derrumba. La estrella puede haberse quemado durante mil millones de años, pero en un proceso que dura solo unos segundos, la estrella se destruye.

La gravedad es la culpable. Hasta ese momento, la estrella sobrevivió al equilibrar sus dos grandes fuerzas internas: La gravedad que arrastra la masa hacia el centro y las reacciones nucleares que empujan la masa hacia el exterior desde el centro. Durante muchos millones de años, persistió un equilibrio estable entre fuerzas opuestas. Sin embargo, cuando el núcleo se llenó de hierro, el impulso hacia afuera simplemente se detuvo y la gravedad se hizo cargo en un instante de violencia inimaginable. La estrella entera se derrumbó hacia adentro con tal rapidez que rebotó y explotó en la primera supernova. La estrella fue destrozada, destruyendo la mayor parte de su masa en un espacio profundo y oscuro.

Tal cataclismo puede parecer un evento completamente aleatorio, caótico, difícilmente susceptible de descripción sistemática. Sin embargo, investigaciones recientes revelan cómo la tabla periódica completa, de hecho, la tabla completa de los isótopos con más de 2,000 entradas, se puede formar a partir de supernovas.

La clave es neutrones. El colapso de la supernova y la explosión subsiguiente, está acompañada por un inimaginable flujo de neutrones, que son las partículas eléctricamente neutras en el núcleo del átomo que definen qué isótopo tienes. Los enormes flujos de neutrones energéticos tienen una tendencia a adherirse a cualquier núcleo atómico que encuentren, por lo que por un breve tiempo (Tal vez solo un segundo) una fracción significativa de todos los núcleos existentes en una de esas estrellas en explosión se llena de neutrones adicionales. Estos isótopos saturados de neutrones luego se someten a otro proceso radioactivo llamado desintegración beta.

Un exceso de neutrones dentro del núcleo se transforma en un protón cargado positivamente, mientras que un electrón cargado negativamente sale volando. El resultado es un nuevo elemento con el número de elemento, el número de protones, aumentado en uno. En la tabla de isótopos, este es un movimiento diagonal un espacio hacia arriba y un espacio hacia la izquierda. El nuevo elemento puede capturar más neutrones y sufrir más desintegraciones beta, por lo tanto, paso a paso, se forman los elementos pesados, en una especie de zigzag que sube por la tabla, eventualmente hasta el uranio (Elemento 92), que es el elemento natural más pesado en la Tierra.

La tabla periódica ahora presenta elementos artificiales más allá del uranio, hasta el elemento 118. Muchos de esos elementos artificiales están hechos como en las estrellas, bombardeando uranio y otros elementos pesados con neutrones, y luego observan la descomposición beta de los elementos con Más protones: Más arriba en la tabla periódica.

Ahora se sabe que hay dos variantes de este proceso de captura de neutrones, que contribuyen al rico depósito de elementos que forman los planetas. En las supernovas, la captura de neutrones se produce con bastante rapidez, por lo que se denomina proceso rápido o proceso-r.

En el instante siguiente a un colapso de supernova, la tabla periódica completa de los elementos se puede formar de esta manera asombrosa. Esta fue la única forma en que los elementos más pesados se fabricaron en la primera generación de estrellas después del Big Bang. Cuando esas estrellas explotaron, sembraron el universo con todos los elementos pesados, hierro y más allá, para formar la próxima generación de estrellas. Así que la segunda generación de estrellas en el universo se formó con una pequeña fracción de elementos distintos del hidrógeno y el helio.

Además, los astrofísicos ahora reconocen un mecanismo de captura de neutrones más lento, el proceso-s, que se produce en las estrellas gigantes rojas más energéticas, donde las reacciones nucleares que queman helio pueden producir muchos neutrones en exceso que luego son capturados en los núcleos de hierro de generaciones anteriores de estrellas.

Las estrellas que comienzan su vida con algo de hierro y otros elementos pesados pueden hacer una buena parte de la tabla periódica, incluso sin explotar, a veces creando elementos tan pesados como el plomo. Y debido a que esas grandes estrellas gigantes rojas tienen vientos solares muy intensos que pueden disparar hasta un 30 por ciento de su masa total, algunos de esos elementos pesados pueden incluso salir al espacio sin que explote toda la estrella. Aún así, la única fuente de los elementos más pesados como el uranio y el torio son las supernovas.

Referencias

Science Matters: Achieving Scientific Literacy

Hazen et Al.

Stardust – The Cosmic Seeds of Life

Sun Kwok

Nucleosynthesis and Chemical Evolution of the Galaxies

Bernard E. J. Pagel

The Evolution of Elements and Isotopes

Hendrik Schatz