Imagen de HST de Mz 3, la nebulosa planetaria de la Hormiga
Vivimos en un mundo regido por átomos. Utilizamos uranio para obtener
energía en las centrales nucleares, o combinamos carbono con oxígeno en
las de carbón. Durante siglos hemos medido la riqueza por la cantidad
de oro y plata que se poseía; antes de eso, por la de un enlace iónico de cloro y sodio (en otras palabras, sal). Fabricamos objetos duraderos con aleaciones de hierro, carbono, aluminio y cromo. Nos matamos los unos a los otros con plomo acelerado mediante la explosión de una mezcla de carbono, azufre, oxígeno, nitrógeno y potasio.
Usamos mercurio para tomarnos la temperatura, tenemos relojes con
núcleo de cuarzo y nos comunicamos mediante dispositivos cuyo corazón es
de silicio y cobre. Nosotros mismos estamos formados por miles de
cuatrillones de átomos de oxígeno, carbono, hidrógeno, nitrógeno,
calcio, fósforo, potasio…
Inmersos como estamos en la vida cotidiana, sin embargo, casi nunca
nos paramos a pensar de dónde vienen esos elementos. Y es que todos los átomos de todos los elementos químicos que existen en todo el Universo
—salvo por el hidrógeno, una pequeñísima fracción del helio y una
fracción ridícula de elementos más pesados que resultaron del Big Bang— fueron forjados en el interior de estrellas
que ya no existen como tal, y expulsados al espacio interestelar en
forma de nubes de gas al morir aquellas. Una vez allí, las nubes se
agregaron poco a poco en grumos más y más densos por pura y simple
atracción gravitatoria, hasta que el núcleo de cada una de las nubes
alcanzó tal temperatura y tal presión que se encendió como un horno. Así
nació una nueva estrella, alrededor de la cual el disco residual de gas
se condensó y enfrió hasta formar planetas.
Sí, las estrellas son unos bichos de lo más curioso: nacen, crecen, mueren… y se reproducen.
Alquimia estelar
Pero centrémonos en cómo se forman los elementos. Mientras usted lee
estas líneas, el Sol hace realidad el sueño de todo alquimista medieval:
fabricar unos elementos a partir de otros diferentes. Y como todo
alquimista que se precie, el Sol tiene un horno, su zona central, donde
tiene lugar el proceso. Nuestra estrella toma cuatro núcleos de hidrógeno —el elemento más ligero de la tabla periódica, formado por un protón con un electrón a su alrededor—, y los aprieta bien juntos hasta convertirlos en uno de helio —dos protones y dos neutrones orbitados por cuatro electrones—. El excedente de esta reacción son dos positrones, dos neutrinos electrónicos (necesarios para desposeer a dos de los protones de su carga y convertirlos en neutrones), y, lo más importante, energía en forma de radiación electromagnética
(luz, para entendernos). El nuevo núcleo de helio, al pesar más, se
deposita en el centro, donde se va acumulando paulatinamente. Esto es lo
que el Sol lleva haciendo casi cinco mil millones de años, y lo que
hará durante los próximos cinco mil.
¿Por qué lo hace? No hay una razón, pero si
la hubiera, no sería para alumbrarnos, créame, sino para sobrevivir:
necesita la presión de radiación
de la luz que se produce en la reacción para empujar las capas
exteriores de la estrella y mantenerlas en su sitio; de lo contrario, su
descomunal peso haría que la estrella se derrumbase sobre sí misma.
Todas las estrellas tienen este tipo de reacciones nucleares en su interior (el mecanismo de fusión que he descrito es, del puñado que hay, el más sencillo). Fusionan hidrógeno para crear helio, y más tarde fusionan helio para fabricar carbono, nitrógeno, oxígeno, etc. Cuanto más masiva sea la estrella, más pesados serán los elementos que será capaz de sintetizar.
De este modo se libra su particular guerra entre gravedad y presión
de radiación. Habrá ocasiones en que una de las dos gane alguna batalla,
y la estrella se hinche o se contraiga como si sufriera de alguna
enfermedad tiroidea. De todas estas ocasiones, hay una especialmente
crítica: si la masa de la estrella es unas cuantas veces la del Sol,
llegará a un punto en el que sintetize hierro y lo acumule en su núcleo.
Si la estrella tiene más de 8 veces la masa de nuestro Sol, se verá con un núcleo de hierro
que debería fusionar para obtener la energía necesaria para equilibrar
su peso. Pero aquí se encuentra con un gravísimo problema: la fusión del hierro en algo más pesado no produce energía, sino que la requiere
(es decir, no es exotérmica, sino endotérmica). Se ve así con una
materia prima que no le sirve para nada y la gravedad gana la partida:
la estrella se hunde sobre sí misma en cuestión de segundos, tan rápido
que las capas exteriores rebotan contra el núcleo y la estrella muere en una gigantesca explosión, como supernova de tipo II (o tipo Ib o Ic, pero no una de tipo Ia como la que tuvo lugar en la galaxia M101 el mes pasado; eso es algo diferente). Las capas exteriores son expulsadas al exterior para formar nuevas estrellas, y colorín colorado…
¿Un momento, y los elementos más pesados que el hierro?
Efectivamente, si echamos un vistazo a la tabla periódica, veremos que
el hierro, Fe, con número atómico 26 no es, ni mucho menos, el elemento
pesado. ¿De dónde salen entonces los casi 100 que nos faltan?
El proceso-r: Tormenta de neutrones
La respuesta habitual es que hay otro proceso, llamado de captura de neutrones rápida (proceso-r),
capaz de crear cantidades importantes de elementos pesados en los
segundos que dura el colapso de la estrella. El mecanismo es el
siguiente: el interior de la estrella está tan caliente y sometido a tal
presión que muchos de sus átomos son despedazados, literalmente, y se
producen cantidades ingentes de neutrones. Muchos de estos neutrones son capturados e incorporados a los núcleos de los átomos ya presentes, convirtiéndolos en diferentes isótopos ((las variantes de un elemento dado, donde cambia el número de neutrones en su núcleo) de elementos más pesados.
Si ahora pudiéramos convertir alguno de esos neutrones de más en
protones, tendríamos un núcleo estable de un elemento más pesado que el
original. Pongamos el hierro, por ejemplo, con sus 26 protones y sus 30
neutrones (56Fe). Si le añadimos 3 neutrones tendremos un isótopo muy pesado del hierro (59Fe), al que bastará cambiar un neutrón por un protón para convertirlo en un núcleo de cobalto de libro de texto (59Co).
Eso, la conversión de un protón en un neutrón (o viceversa) —y la
producción, como residuo, de partículas como electrones, positrones,
neutrinos y antineutrinos—, es justamente lo que hace de manera
espontánea la desintegración beta.
En resumen, ponga neutrones a toda mecha, y la estrella recorrerá la tabla periódica en un santiamén.
no me negarán que estas cuatro nebulosas planetarias (imágenes de HST)
son al menos igual de espectaculares. Desde arriba a la izquierda y en
sentido horario: M2-9 (la Mariposa), nebulosa de la Hélice, MyCn 18 (el
reloj de arena), y NGC6543 (el Ojo de Gato).
Las grandes olvidadas
Comúnmente se asume que el proceso-r de captura de neutrones es el único capaz de fabricar elementos más pesados que el hierro,
es decir, que todos los elementos pesados que hay en el Universo
provienen de las supernovas. Así, al menos, nos lo aprendimos todos en
clase de Ciencias. Sin embargo, esto no es así, es una
simplificación similar a la que hacían al decirnos que no existían las
raíces cuadradas o los logaritmos de números negativos.
Las estrellas que acaban sus días como nebulosa planetaria no
sólo producen la mayor parte del carbono, nitrógeno y oxígeno del
Universo, sino que las más masivas de ellas son capaces de sintetizar
elementos más pesados que el hierro. ¿Cómo? Mediante la captura lenta de neutrones o proceso-s.
El proceso-s: Parece que chispea
El proceso-s
es mucho mas lento que el proceso-r. Sin embargo es mucho más seguro
para las estrellas que lo siguen, pues no requiere dar la vida a cambio.
La principal diferencia está en el ritmo de captura de neutrones. Las
estrellas que siguen este proceso, cuando se encuentran en una fase
llamada rama asintóntica de las gigantes,
tienen a su disposición billones de veces menos neutrones por segundo
que las supernovas durante su colapso. Esto tiene dos consecuencias: en
primer lugar, fabricar elementos pesados lleva miles de años en lugar de segundos, y, en segundo lugar, el ritmo establece un tope en el elemento más pesado hasta el que puede llegar. Este máximo es el bismuto (209Bi), debido a la inestabilidad de los núcleos más pesados que él (que son radioactivos, como el uranio, 238U),
que se desintegran en núcleos más ligeros antes de haber tenido tiempo
para capturar otro neutrón. (Este ritmo más pausado tiene, sin embargo,
sus ventajas: hay algunos isótopos de ciertos elementos a los que se puede llegar por el proceso-s y no mediante el proceso-r, y viceversa.)
¿Y cual es la proporción de elementos pesados fabricados así respecto
a los sintetizados en las supernovas? Pues una fracción mucho menor, de
ahí que no sea un asunto muy conocido. Claro que, y aquí está el quid de la cuestión, las estrellas poco masivas son legión: suponen hasta el 90% del total de estrellas del Universo. Eso hace que este tipo de estrellas produzca aproximadamente la mitad de los elementos más pesados que el hierro que hay en el Universo, contribuyendo tanto como las populares supernovas al enriquecimiento químico de nuestra Galaxia.
Así que la próxima vez que se tome un café, piense que la materia
—tanto del café como de las monedas con que lo paga— bien puede haber
sido un regalo post-mortem de una estrella, que, miles de millones de
años atrás, acabó sus días con el suave suspiro de una nebulosa
planetaria.
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