núcleo atómico, puede dividir ese núcleo en un proceso conocido como espalación. Esta es la forma abrumadora en que el Universo, una vez que alcanza la edad de las estrellas, produce nuevo litio, berilio y boro. Nicolle R. Fuller/NSF/IceCube
Si se tomaran todos los elementos de la tabla periódica y se ordenaran según su abundancia en el Universo, se encontraría algo un poco sorprendente. El elemento más común es el hidrógeno, que compone casi tres cuartas partes del Universo en masa. En aproximadamente una cuarta parte está el helio, producido sobre todo en las primeras etapas del caliente Big Bang, pero también producido por la fusión nuclear que se produce en la mayoría de las estrellas, incluido nuestro Sol.
Más allá está el oxígeno en el puesto 3, el carbono en el 4, seguidos de cerca por el neón, el nitrógeno, el hierro, el magnesio y el silicio, todos los cuales se producen en el interior de las estrellas masivas y gigantes de combustión caliente. En general, los elementos más pesados son raros y los ligeros abundantes, pero hay tres grandes excepciones: el litio, el berilio y el boro. Sin embargo, estos tres elementos son el 3º, 4º y 5º más ligeros de todos. He aquí la historia cósmica de por qué son tan raros.
hoy en día, medidos para nuestro Sistema Solar. A pesar de ser los elementos 3, 4 y 5 más ligeros de todos, las abundancias de litio, berilio y boro están muy por debajo de todos los demás elementos cercanos de la tabla periódica. MHz`as/Wikimedia Commons (imagen); K. Lodders, ApJ 591, 1220 (2003) (datos)
En el período inmediatamente posterior al caliente Big Bang, los primeros núcleos atómicos se formaron a partir de un mar ultraenergético de quarks, leptones, fotones, gluones y antipartículas. Cuando el Universo se enfrió, las antipartículas se aniquilaron, los fotones dejaron de ser lo suficientemente energéticos como para hacer estallar los núcleos ligados, y así los protones y neutrones del Universo primitivo comenzaron a fusionarse. Si pudiéramos crear los elementos pesados que se encuentran en el planeta Tierra, el Universo podría haber estado listo para la vida desde el momento en que nacieron las primeras estrellas.
Desgraciadamente para nuestros sueños de que el Universo naciera con los ingredientes necesarios para la vida, los fotones siguen siendo demasiado energéticos para formar incluso el núcleo pesado más simple -el deuterio, con un protón y un neutrón unidos- hasta que han pasado más de tres minutos desde el Big Bang. Para cuando las reacciones nucleares pueden proceder, el Universo es sólo una milmillonésima parte tan denso como el centro del Sol.
helio-3 y litio-7 según las predicciones de la Nucleosíntesis del Big Bang, con las observaciones mostradas en los círculos rojos. Obsérvese el punto clave: una buena teoría científica (la Nucleosíntesis del Big Bang) hace predicciones sólidas y cuantitativas de lo que debería existir y ser medible, y las mediciones (en rojo) se alinean extraordinariamente bien con las predicciones de la teoría, validándola y limitando las alternativas. Las curvas y la línea roja son para 3 especies de neutrinos; más o menos conducen a resultados que entran en conflicto con los datos severamente, particularmente para el deuterio y el helio-3. NASA / WMAP Science Team
Esto sigue siendo un acuerdo bastante bueno, ya que nos da un Universo hecho de aproximadamente 75% de hidrógeno, 25% de helio-4, alrededor de 0,01% de deuterio y helio-3 cada uno, y aproximadamente 0,0000001% de litio. Esa diminuta cantidad de litio es la que existía antes de que se formaran estrellas en el Universo, y eso es algo muy, muy bueno para nosotros, porque el litio es un elemento bastante importante para muchas aplicaciones, tecnologías e incluso funciones biológicas aquí en la Tierra, incluso en los seres humanos.
Pero una vez que se empiezan a formar estrellas, todo cambia. Sí, una vez que se alcanzan densidades similares a las de las estrellas junto con temperaturas que superan los 4 millones de K, se empieza a fusionar hidrógeno en helio; nuestro Sol está ocupado haciendo eso ahora mismo. Los procesos nucleares que se producen cambian literalmente el Universo. Sólo que no sólo cambian las cosas de la manera que querríamos; también cambian las cosas en una dirección inesperada.
de la cadena protón-protón, que produce helio-4 a partir del combustible de hidrógeno inicial. Este es el proceso nuclear que fusiona el hidrógeno en helio en el Sol y en todas las estrellas similares. Usuario de Wikimedia Commons Sarang
Cuando se forma una estrella, no es sólo el hidrógeno el que alcanza esas temperaturas astronómicamente altas, sino todas las partículas de su interior. Por desgracia para el litio, son temperaturas más que suficientes para hacerlo estallar. El litio ha sido uno de los elementos más notoriamente difíciles de medir en el Universo principalmente por esta razón: para cuando llegamos a la actualidad y podemos extraer de forma fiable una señal de litio, gran parte de aquello con lo que comenzó el Universo ya ha sido destruido.
«Espera», puedo oírte objetar. «El Universo está claramente lleno de estos elementos pesados: carbono, nitrógeno, oxígeno, fósforo, y todos los elementos necesarios para la vida, todo el camino hasta la tabla periódica hasta el uranio e incluso más allá. Seguramente tiene que haber una manera de hacerlos, ¿no?»
De hecho, tienes razón.
Los elementos más pesados que el hidrógeno pueden darnos una poderosa ventana al pasado del Universo, así como una visión de nuestros propios orígenes. Sin embargo, todos los elementos más allá del litio no pudieron llegar a nosotros desde los primeros tiempos del Universo, sino que tuvieron que ser creados posteriormente. Usuario de Wikimedia Commons Cepheus
Cuando toda estrella suficientemente masiva (incluido nuestro Sol) quema todo el hidrógeno de su núcleo, la fusión nuclear se ralentiza y se detiene. De repente, la presión de la radiación que sostenía el interior de la estrella contra el colapso gravitatorio comienza a disminuir, y el núcleo empieza a encogerse.
En física, cuando cualquier sistema de materia se comprime rápidamente en relación con una determinada escala de tiempo, se calienta. En el interior de las estrellas, un núcleo mayoritariamente de helio puede alcanzar temperaturas tan extremas que puede comenzar la fusión nuclear del helio en carbono, a través de una reacción nuclear especial conocida como proceso triple alfa. En estrellas como el Sol, el carbono es el final, y la única manera de que se formen elementos más pesados es mediante la producción de neutrones, lo que puede hacer que se ascienda en la tabla periódica muy lentamente.
Una vez que la fusión del helio haya seguido su curso, las capas exteriores de la estrella serán expulsadas en una nebulosa planetaria mientras el núcleo se encoge para formar una enana blanca.
y orientaciones según las propiedades del sistema estelar del que surgen, y son responsables de muchos de los elementos pesados del Universo. Las estrellas supergigantes y las estrellas gigantes que entran en la fase de nebulosa planetaria han demostrado que acumulan muchos elementos importantes de la tabla periódica a través del proceso s. NASA, ESA y The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Pero hay estrellas mucho más masivas que ésta, capaces de experimentar la fusión del carbono cuando el núcleo se contrae aún más. Las estrellas en las que esto ocurre fusionarán el carbono en oxígeno, el oxígeno en neón, el neón en magnesio, y así sucesivamente hasta que hayan creado silicio, azufre, argón, calcio y elementos hasta el hierro, el níquel y el cobalto. Cuando finalmente se les acaba el combustible útil, terminan su vida en un evento cataclísmico conocido como supernova.
Estas supernovas son responsables de una gran fracción de muchos de los elementos más pesados del Universo, mientras que otros eventos como las fusiones de enanas blancas con enanas blancas o las fusiones de estrellas de neutrones con estrellas de neutrones producen el resto. Entre las estrellas que terminan su vida en nebulosas planetarias o supernovas, así como las fusiones de sus remanentes, podemos dar cuenta de la abrumadora mayoría de los elementos que se encuentran en la naturaleza.
vida, culminando en una Supernova Tipo II cuando el núcleo se queda sin combustible nuclear. La etapa final de la fusión suele ser la quema de silicio, produciendo hierro y elementos similares al hierro en el núcleo durante un breve periodo de tiempo antes de que se produzca una supernova. Muchos de los restos de supernovas darán lugar a la formación de estrellas de neutrones, que pueden producir las mayores abundancias de los elementos más pesados de todos. Nicole Rager Fuller/NSF
Entre los siguientes mecanismos:
- el Big Bang,
- las estrellas de combustión de hidrógeno,
- las estrellas de combustión de helio (completas con la emisión y absorción de neutrones),
- las estrellas de combustión de carbono y más (completas con su fin de vida en supernovas de tipo II),
- las fusiones de enanas blancas (que producen supernovas de tipo Ia),
- y las fusiones de estrellas de neutrones (que producen kilonovas y la mayoría de los elementos más pesados),
podemos dar cuenta de prácticamente todos los elementos que encontramos en el Universo. Hay un par de elementos inestables que se omiten -el tecnecio y el prometio- porque se desintegran demasiado rápido. Pero tres de los elementos más ligeros necesitan un nuevo método, porque ninguno de estos mecanismos crea el berilio o el boro, y la cantidad de litio que vemos no puede explicarse sólo con el Big Bang.
se originan, se detallan en esta imagen superior. Aunque la mayoría de los elementos se originan principalmente en supernovas o en la fusión de estrellas de neutrones, muchos elementos de vital importancia se crean, en parte o incluso en su mayoría, en nebulosas planetarias, que no surgen de la primera generación de estrellas. NASA/CXC/SAO/K. Divona
El hidrógeno se fusiona en helio, y el helio es el elemento #2. Se necesitan tres núcleos de helio para fusionarse en carbono, donde el carbono es el elemento #6. ¿Pero qué pasa con los tres elementos intermedios? ¿Qué pasa con el litio, el berilio y el boro?
Resulta que no hay procesos estelares que produzcan estos elementos en cantidades suficientes sin destruirlos casi tan rápidamente, y hay una buena razón física para ello. Si se añadiera hidrógeno al helio, se crearía litio-5, que es inestable y decae casi inmediatamente. Se podría intentar fusionar dos núcleos de helio-4 para crear berilio-8, que también es inestable y decae casi inmediatamente. De hecho, todos los núcleos con masas de 5 u 8 son inestables.
No se pueden fabricar estos elementos a partir de reacciones estelares que impliquen elementos ligeros o pesados; no hay forma de fabricarlos en las estrellas. Sin embargo, el litio, el berilio y el boro no sólo existen, sino que son esenciales para los procesos vitales aquí en la Tierra.
célula, con muchas de las estructuras familiares en su interior, incluyendo sus paredes celulares primarias y secundarias. El elemento boro es absolutamente esencial para la vida tal y como la conocemos en la Tierra. Sin el boro, las paredes celulares de las plantas no existirían. Caroline Dahl / cca-by-sa-3.0
Estos elementos, en cambio, deben su existencia a las fuentes de partículas más energéticas del Universo: púlsares, agujeros negros, supernovas, kilonovas y galaxias activas. Estos son los aceleradores de partículas naturales conocidos del Universo, que arrojan partículas cósmicas en todas las direcciones de la galaxia e incluso a través de las vastas distancias intergalácticas.
Las partículas energéticas producidas por estos objetos y eventos se mueven en todas las direcciones, y eventualmente chocarán con otra partícula de materia. Si esa partícula con la que choca resulta ser un núcleo de carbono (o más pesado), las altas energías de la colisión pueden provocar otra reacción nuclear que haga estallar el núcleo más grande, creando una cascada de partículas de menor masa. Al igual que la fisión nuclear puede dividir un átomo en elementos más ligeros, la colisión de un rayo cósmico con un núcleo pesado puede, del mismo modo, hacer estallar estas partículas pesadas y complejas.
El agujero negro supermasivo en el centro del disco de acreción envía un estrecho chorro de materia de alta energía al espacio, perpendicular al disco de acreción del agujero negro. Eventos y objetos como éste pueden crear partículas cósmicas enormemente aceleradas, que pueden chocar con los núcleos atómicos pesados y hacerlos estallar en componentes más pequeños. DESY, Science Communication Lab
Cuando se estrella una partícula de alta energía contra un núcleo masivo, el gran núcleo se divide en una variedad de partículas componentes. Este proceso, conocido como espalación, es la forma en que se formó la mayor parte del litio, el berilio y el boro en nuestro Universo. Estos son los únicos elementos en el Universo que se formaron principalmente por este proceso, en lugar de por estrellas, restos estelares o el propio Big Bang.
Cuando se observa la abundancia de todos los elementos que conocemos, hay una escasez superficialmente sorprendente del tercer, cuarto y quinto elemento más ligero de todos. Hay un enorme abismo entre el helio y el carbono, y por fin sabemos por qué. La única manera de producir estas rarezas cósmicas es mediante una colisión fortuita de partículas que atraviesan el Universo, y por eso sólo hay una milmillonésima parte de cualquiera de estos elementos en comparación con el carbono, el oxígeno y el helio. La espalación de rayos cósmicos es la única forma de fabricarlos una vez que hemos entrado en la era de las estrellas, y miles de millones de años después, incluso estos oligoelementos son esenciales para el libro de la vida.
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