Poco después del Big Bang, toda la materia del Universo estaba exclusivamente en forma de Hidrógeno (aprox. 75%) y Helio (aprox. 25%), no existía ningún otro elemento químico. Y no podía existir, por cierto. El Universo estaba muy caliente e inestable como para permitir la formación de núcleos atómicos más complejos, recién mucho tiempo después sería posible generar más elementos químicos.
Mientras el Universo se enfriaba, las partículas de hidrógeno y helio fueron concentrándose en muchos puntos del espacio por acción de la gravedad, formando pequeñas "nubes" que fueron aumentando en masa gradualmente conforme atraían mayor cantidad de átomos. Este crecimiento trajo también un aumento en las fuerzas gravitacionales y compactó la "nube" haciéndola cada vez más pequeña.
Tuvieron que pasar aproximadamente 700.000 años después del Big Bang para que sea posible formar átomos más pesados, con un proceso llamado fusión nuclear. La fusión nuclear consiste en la unión de dos núcleos atómicos para formar otro más pesado y con mayor número de protones; la cantidad de protones indica el elemento químico asociado a un núcleo, así un núcleo con 42 protones es el núcleo de un átomo de molibdeno, uno con 79 es de oro, etc. La fusión nuclear es sumamente difícil de conseguir; los núcleos se repelen fuertemente debido a la fuerza eléctrica entre ellos (ambos núcleos tienen carga eléctrica neta positiva) y para conseguir la fusión, hay que vencer la fuerza eléctrica de repulsión y hacer que los núcleos estén suficientemente cercanos para que otra fuerza fundamental de la naturaleza, la fuerza nuclear fuerte (mucho más fuerte que la eléctrica, pero de muy corto alcance) se encargue de unirlos.
Como la "nube" de hidrógeno y helio se hacía más compacta, en poco tiempo se alcanzaron las condiciones necesarias para mantener juntos los núcleos atómicos durante el intervalo necesario para lograr la fusión. Con el inicio de la primera fusión nuclear del Universo se creo la primera estrella.
En el interior de la nueva estrella había tantos núcleos atómicos juntos en un espacio tan pequeño que la fusión se producía de manera constante y estable, emitiendo energía en forma de radiación y neutrones libres (que portan energía cinética).
Al principio, la fusión producía solo helio a partir del hidrógeno y sus isótopos, ya que la fusión de elementos más ligeros era más fácil de realizar. Cuando todo el hidrógeno se consumió para producir helio, las reacciones de fusión cambiaron repentinamente, ya que la fusión de helio produce solo una cuarta parte de la energía liberada por la fusión de hidrógeno. Este cambio en energía liberada por cada reacción de fusión hizo que la estrella aumente enormemente su diámetro.
En este punto conviene comentar dos puntos:
- En el interior de una estrella se tienen dos "tendencias" opuestas: la presión interna (causada por la degeneración electrónica y por la compresión de los gases) que tiende a expandir el radio de la estrella; y la fuerza gravitacional que tiende a reducir el radio. Durante los procesos estables de fusión, se logra un equilibrio entre ambas tendencias, por lo que el radio de la estrella no cambia.
- La vida de una estrella está definida por su masa, si una estrella tiene una masa superior a 2.25 masas solares, los procesos que ocurran en el interior de la estrella serán muy diferentes a las de las estrellas más ligeras.
La historia de las estrellas ligeras acaba después de quemar todo el helio, cuando ya no es posible ninguna fusión nuclear. Entre los restos de la estrella apagada se encuentran grandes cantidades de carbono y oxígeno, estos restos son expulsados al espacio como efecto de las reacciones violentas que suceden en los últimos instantes de vida de la estrella.
Las estrellas masivas y supermasivas, por otro lado, tienen una historia mucho mas turbulenta, interesante y... corta. En ellas, la presión de degeneración electrónica es insuficiente para prevenir un colapso gravitacional, por lo que cada vez se funden elementos más pesados como resultado del confinamiento nuclear. Esto significa que la presión gravitacional es suficiente para producir elementos químicos muy pesados, siendo el más pesado de ellos el hierro. Antes de alcanzar la producción de hierro, la estrella produce azufre, helio, silicio, neón, aluminio, sodio, oxígeno y trazas de otros elementos. Las reacciones de elementos pesados liberan cada vez menos energía, y la estabilidad de la estrella se ve muy comprometida.
 |
| Distribución de elementos químicos en una estrella supermasiva |
La fusión nuclear en las estrellas masivas se detiene en el hierro, porque a partir de ahí, las reacciones de fusión consumen energía en lugar de liberarla. Cuando una estrella supermasiva alcanza este punto, no hay nada que pueda evitar el colapso gravitacional. Este colapso puede convertir a las estrellas en algo totalmente nuevo, y el resultado final del colapso depende una vez más de la masa.
Las estrellas masivas, justo antes de colapsar y convertirse en estrellas de neutrones, "convierten" su energía potencial gravitatoria en energía cinética y neutrinos súper energéticos, que entregan la energía necesaria para producir elementos más pesados que el hierro. Los restos son eyectados al espacio a altísimas velocidades, formando lo que se conoce como supernova, en cuyo centro se encuentra la recién formada estrella de neutrones.
La estrellas con aun más masa (las llamadas supermasivas) pasan por el mismo proceso (incluida la supernova), pero la transición es mucho más violenta y produce un resultado final que "rompe" el espacio-tiempo mismo: agujeros negros.
Así vemos que la vida (y, especialmente, la muerte) de las estrellas proveyó al Universo los "ladrillos" necesarios para producir la gran variedad de químicos que existen en la actualidad. El oxígeno que respiramos, el hierro en nuestra sangre, el calcio en nuestros huesos, el carbono en todas nuestras células y cada uno de los átomos de nuestro ADN; todos ellos, sin excepción, fueron construidos en el interior de alguna estrella.
Dejanos tu comentario y discutamos este tema.
No hay comentarios:
Publicar un comentario