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"TODOS SOMOS ESTRELLAS"
Todos los seres vivos contienen elementos que emanan de lo más profundo de los hornos estelares.
Por Neil F. Comins
Cuando mis hijos eran pequeños, era mi turno alimentarlos por las noches. No puedo recordar cuantas veces, en medio de la noche, miraba extasiado las maravillosas combinaciones de simples átomos que eran mis hijos y me maravillaba ante la complejidad del universo. Una mañana muy temprano en 1991, comprendí la conexión entre la vida y el cosmos. Estaba alimentado a Joshua y le acaricié distraídamente la mejilla. Al sentir su calor y movimiento, me pregunté cómo se formaron los elementos que lo componían. ¿Cómo evolucionó la materia del universo? ¿Cómo pasó de ser hidrógeno, helio y litio a convertirse en los elementos esenciales para la vida?
Claro que sabía la respuesta, pero nunca había hecho la conexión entre el universo y nuestras vidas tan intensamente como esa mañana. De alguna manera todo se reducía a a coches. El primer coche del que tengo memoria era el que tenía nuestra familia, un Chevy Sicayne azul acero de 1959. Tenía las alas horizontales tan anchas como las de un Boeing 747. Pero la combinación de un motor débil de 6 cilindros, 108-HP con la medida de 235 pulgadas cúbicas y la fuerza de una transmisión Powerglide con dos velocidades le daba una aceleración casi nula por lo que era peligroso intentar rebasar aún en una carretera de cuatro carriles. A pesar de sus alas, volar no era una de sus cualidades.
El deslucido Biscayne cayó en el olvido cuando mi madre adquirió un Thunderbird convertible color azul cielo de 1961. Este coche tenía un motor de 390 pulgadas cúbicas, 300 caballos de fuerza y era de 6 cilindros. Este modelo de Thunderbid tenía la forma de un cohete V2 horizontal y virtualmente idéntico al T-bird de 1963, el carro volador que era una copia del Flubber. El coche aceleraba como un rayo bien lubricado, y podía hacer piruetas al rededor del Chevy. La diferencia entre los dos coches se enfatizaba por la diferencia del consumo de combustible. El potente T-bird lo devoraba, mientras que el Chevy lo consumía a sorbos placenteros.
Las diferencias en el consumo de combustible también caraterizan cómo se genera la energía en las estrellas y cómo diferentes elementos se integran al cosmos. Las estrellas producen energía por medio de la fusión nuclear. Esta energía eventualmente se eleva a la superficie de las estrellas y se escapa como luz y otro tipo de radiación. La energía se crea únicamente cuando la materia sobrepuesta proporciona suficiente presión para calentar la estrella a unos 10 millones de grados kelvin. A estas temperaturas o más altas, varios nucleos son impulsados unos contra otros de tal manera que se unen o fusionan, liberando energía y formando elmentos más pesados. Por ejemplo, el hidrógeno se fusiona con el helio, y el helio se fusiona con el carbón. El brillo del sol se produce por la fusión del hidrógeno.
Las estrellas vienen en todos tamaños y masas, partiendo de una masa solar de 0.08 hasta masas solares de 120. Todas las estrellas empiezan el ciclo de vida fusionando hidrógeno con helio en sus centros. Las estrellas que tienen una masa menor a 0.5 no tienen suficiente masa para comprimir el helio y transmutarlo en otra cosa. Una vez que el hidrógeno de la estrella se transmuta en helio, la fusión llega a su fin y el helio se enfría. Las estrellas más masivas crean suficiente presión interna para comprimir los centros ricos en helio hasta que la temperatura es lo suficientemente alta para transmutar el helio en carbono.
Tal como los potentes motores de autos, la velocidad de combustión y la energía liberada resultante de estrellas de mayor masa pueden hacer piruetas alrededor del rendimiento del sol. Por ejemplo, mientras transmuta hidrógeno en helio en el centro, una estrella con una masa diez veces mayor que la del sol, emite 10,000 veces más la cantidad de energía por segundo que el sol. Esto ocurre porque las masas mayores permiten que las estrellas más masivas colapsen en su interior con mayor fuerza que las estrellas de menor masa. Una mayor compresión produce mayor calor en el centro, que a su vez produce una fusión más rápida que en las estrellas de menor masa. Mientras que al sol le tomará como 10 mil millones de años para convertir todo su centro en helio, a una estrella con una masa tres veces mayor que la del sol, el mismo trabajo le tomaría solamente 500 millones de años debido a la alta velocidad de la fusión en una estrella de mayor masa. El sol es un Chevy Biscayne entre las estrellas. Pero esto le viene bien a la evolución de una Tierra idónea para la vida porque toma más tiempo que las vidas totales de estrellas de mayor masa similares a un Thunderbird.
Cuando el centro de hidrógeno de una estrella se convierte finalmente en helio, la fusión se detiene porque la temperatura del centro ya no es lo suficientemente alta para que se inicie la fusión del helio. La fusión del helio requiere temperaturas de hasta 100 millones de grados kelvin, diez veces la fusión de la temperatura para el hidrógeno. Por lo tanto, el centro no fusionable se comprime y calienta por la presión creada por la gravedad de la estrella. Al mismo tiempo, el gas que se encuentra en una nube justo arriba del núcleo colapsa, es decir se comprime, al grado de que el hidrógeno empieza a transmutarse. El colapso produce más helio.
Los nucleos de las estrellas son las regiones más exóticas, más calientes y más activas. Los astrónomos observan en ellas una variedad de elementos creados por la transmutación. Aunque se piense que estos son los elementos que nos forman, no lo son. La clave de nuestra existencia yace en las capas de fusión que ocurren fuera del núcleo. La estrella en la que fuimos impregnados primero tenía varias capas, como veremos más tarde.
Eventualmente, los núcleos estelares se calientan lo suficiente para transmutar el helio en carbón. Para las estrellas de masas menores a 8 masas solares, esta actividad es el canto del cisne. Cuando los núcleos de estas estrellas de menor masa son totalmente de carbón, la fusión termina y el núcleo nunca se vuelve a calentar lo suficiente para transmutar el carbón. Lentamente, se deshacen de sus capas exteriores formando una nebulosa planetaria. revelando los centros de carbón. Estas estrellas pequeñas se conocen como enanas blancas. Ya que las capas exteriores de estas estrellas de menor masa están formadas principalmente por hidrógeno y helio, no tienen nada que ver ni con la química de Joshua ni con la de usted.
Cuando una estrella inicia con más de 8 masas solares y evoluciona a un centro de carbón, tiene suficiente gravedad para comprimir y calentar su núcleo hasta empezar la transmutación del carbón en nitrógeno y oxígeno. La temperatura justo arriba del núcleo de carbón es tan alta que la transmutación del centro del carbón sucede junto con la fusión de dos capas protectoras. El helio que había sido creado previamente en la capa justo fuera del núcleo, como se describió en párrafos anteriores, se transmuta en carbón, y de la misma manera, el hidrógeno justo arriba de esta capa de carbón se transmuta en helio.
Cuando el núcleo de carbón se convierte completamente en oxígeno, la transmutación cesa y el núcleo de carbón se comprime más por la fuerza gravitacional de la estrella. Esta compresión provoca aún más fusión fuera del núcleo. Es entonces cuando existen tres capas principales de materia en transmutación. La interior, rica en carbón, crea nitrógeno y oxígeno, la del medio, rica en helio, crea más carbón, mientras que la exterior inicia la transmutación de hidrógeno en helio. Otros elementos, inlucyendo neón, sodio y magnésio, son creados simultáneamente en estas capas. El núcleo de oxígeno se calienta eventualmente hasta llegar a un billón de grados kelvin y también empieza a fusionarse. En este momento, sin embargo, le queda poco tiempo de vida a la estrella.
Cada vez que el centro se transmuta en un elemento más pesado, quedan menos en las capas precedentes. Por ejemplo, después de la primera etapa de fusión del centro donde había cuatro átomos de hidrógeno queda solamente un átomo de helio. En la etapa siguiente donde había tres átomos de helio queda uno de carbono y así sucesivamente. Esta disminución en el número de partículas que se fusionan, en combinación con las altas temperaturas del centro en cada etapa sucesiva, provoca que el tiempo empleado para transmutar el núcleo de un elemento a otro, disminuya significativamente. Consideremos una estrella de 25 masas solares. Le lleva cerca de 7 millones de años convertir su núcleo de carbono en helio; cerca de 700,000 años convertir el helio en carbono y cerca de 600 áños convertir el carbono en oxígeno; cerca de un año convertir el oxígeno en silicona y aproximadamente un día para convertir la silicona en hierro.
En todas las estrellas de gran masa la temperatura del núcleo aumenta en cada etapa del proceso, alcanzando los casi tres mil grados kelvin en el momento de la formación del hierro. Otras capas de fusión también se desarrollan hasta que el interior de la estrella masiva se parece a una cebolla. Existen varios elementos en estas capas pero no todos los elementos que existen en la Tierra. Por ejemplo, no hay hierro, níquel, cobre, zinc, selenio, plata, estaño, oro, mercurio, plomo ni otras docenas de elementos pesados. Sin muchos de ellos, como por ejemplo el hierro para nuestra sangre y para la síntesis de la clorofilia, el cobre para la activación de las enzimas y la producción de hemoglobina y los huesos, el zinc para la actividad de la insulina y las enzimas y el selenio para el metabolismo de la grasa, la vida sería completamente diferente, o del todo posible.
La estrella azul y blanca Rigel en Orion (su pie derecho, que cruza diagonalmente el cinturón de Orión desde la Betelguese roja) es una estrella de apariencia de cebolla. La fusión de su núcleo y las numerosas capas crean cada segundo 700,000 veces más la energía generada por el sol. El combustible en el núcleo de Rigel está por terminarse y a la estrella no le queda mucho tiempo más de brillo. En términos cósmicos, Orión perderá "muy pronto" un pie.
El fin de la evolución estelar para una estrella masiva ocurre porque el hierro creado en su núcleo absorbe energía cuando las partículas se unen en lugar de emitir energía como lo hacen otros elementos. Esto, como dice el refrán, cambia todo. El resultado es catastrófico. En todas las etapas anteriores, la presión de las capas exteriores provocó que el núcleo se comprimiera y calentara, empezando así la fusión. La energía creada por fusión, principalmente en forma de rayos gama, proveía una presión exterior que prevenía el colapso. Este es el estado de las cosas en el interior del Sol hoy y explica por qué no ha colapsado hoy en día.
Una vez que el núcleo es totalmente de hierro, la fusión se termina. La gravedad de la estrella comprime el núcleo, lo que constituye otra manera de suministrar energía. Este hierro comprimido rápidamente se vuelve tan denso que las leyes de física que describen su comportamiento en la Tierra resultan obsoletas.
Cuando el núcleo de hierro colapsa, muchos de los electrones se fusionan con protones en el hierro. Este proceso convierte los protones y electrones en neutrones y en partícullas llamadas neutrinos. Los neutrinos también se crean en abundancia en el Sol. Los neutrinos interactúan muy poco con la materia normal como usted y como yo. Miles de millones de neutrinos provenientes del Sol atraviesan el cuerpo de usted cada segundo. La materia normal es casi transparenete para los neutrinos de la misma manera que el vidrio es casi transparente para la luz visible. Sin embargo, la masa increíblemente densa en una estrella masiva que colapsa no es transparente para los neutrinos. El hierro se separa en nuetrones cuando el núcleo colapsa y los neutrinos salen volando hacia las capas de fusión de materia que se precipitan hacia el centro.
El centro rico en neutrones colapsa sobre sí mismo a velocidades equivalentes a un cuarto de la velocidad de la luz. El colapso ocurre desde un par de millas hasta 20 millas hacia el otro lado en cuestión de segundos. Por supuesto, los neutrones se agrupan cada vez más cerca durante esta etapa hasta que alcanza una densidad tan grande (más de diez trillones de veces la densidad del agua) que una fuerza repelente entre los neutrones llamada presión de degeneración da inicio. Esta fuerza es lo suficientemente potente para dominar la corriente interior y causar que se paralice la mayor parte del núcleo y rebote violentamente.
El núcleo rebotado choca contras las capas, al igual que los neutrinos emitidos por él. Las fuerzas del interior emitidas por el núcleo de neutrones en expansión y los neutrinos absorbidos por las capas increíblemente densas tienen el efecto de evitar que las capas colapsen y de empujarlas hacia el exterior con gran fuerza. Todo lo anterior sucede en cuestión de segundos después de que el núcleo empieza a colapsar. La fuerza generada por las capas es tan enorme que su expansión hacia el exterior es explosiva - y la llamamos una supernova. De hecho, la energía liberada en este tipo de supernova (hay por lo menos otro tipo) es de tal magnitud que la extrella que explota puede opacar cerca de mil millones de estrellas normales en su galaxia.
Ahora viene el momento de hablar sobre cómo se originan los elementos en nuestros cuerpos. Como probablemente suponen, una variedad de elementos relativametne ligeros que se encuentra en la Tierra se produjo en las capas alrededor del núcleo antes de que colapsara. Estos elementos incluyen helio, carbono, nitrógeno, oxígeno, neón, sodio, magnesio, silicona y otros. Pero virtualmente todo el hierro creado en la tierra existe ahora como neutrones, y docenas de elementos más pesados que el hierro no han sido producidos en las capas, al menos no todavía.
La presión ejercida por los neutrinos y el núcleo rebotado calienta las capas lo suficiente para producir una tremenda explosión de fusión adicional. Como ejemplo, veamos cómo se originó el hierro en nuestros cuerpos. Cuando las capas sufren la explosión de fusión, se crea hasta media masa solar equivalente a un isotopo de níquel radioactivo. El níquel se deteriora en cobalto radioactivo, que a su vez se deteriora en hierro estable. Ocurren muchas otras reacciones de fusión y se crean otros elementos pesados.
Para una mejor comprensión, vale la pena mencionar que el núcleo de neutrones deja de expandirse cuando impacta las capas. El núcleo vuelve a colapsar entonces. Si se trataba de entre 1.4 y 3 masas solares de nuetrones, la presión de la degeneración del neutrón evitará su colpaso y el núcleo se vuelve una estrella estable de neutrones. Aún si el núcleo de neutrón contiene más de tres masas solares, tal fuerza no puede evitar que los neutrones se superpongan, y contribuyan al colapso creando un agujero negro. Estas concentraciones de materia son tan densas que su único efecto en el exterior proviene de su atracción gravitacional. Una vez que materia o energía entra en un agujero negro, no puede escapar. Sin embargo, se desconocen los detalles de lo que pasa a la materia que entra en el agujero negro .
Los restos de la supernova se encuentran entre los objetos más espectaculares en la galaxia. En 1987, una supernova en la nube mayor de Magallanes, una galaxia a 160,000 años luz de la Tierra, fue percibida a simple vista en el cielo de la noche del hemisferio del sur. Hace cerca de 7,000 años una estrella "se covirtió en supernova" en nuestra propia galaxia de la Vía Láctea a una distancia de 6,000 años luz de la Tierra.
El gas y el polvo que componen los restos, llamados remanentes, de la supernova se expanden libres del núcleo y se esparcen por la galaxia. Muchos de los isotopos radioactivos se descomponen en elementos estables, creando más elementos pesados qu existen en la Tierra. Eventualmente el gas se enfría o se agrupa con otro gas interestelar y empieza a colapsar formando una nueva generación de estrellas y planetas. La Tierra es un residuo especialmente concentrado de una supernova. Nuestro planeta empezó como gas y polvo que orbitaba el sol recien formado. Los elementos más ligeros a nuestro alrededor, tales como el hidrógeno y el helio, fueron expulsados del sol, dejando solamente los elementos pesados creados en la estrella masiva y su supernova que orbitaba y se condensaba para formar los planetas Mercurio, Venus, Tierra y Marte. Si el sol no hubiera liberado a nuestra región del sistema solar de elementos ligeros, la Tierra sería como Júpiter y los otros gigantes, un planeta rodeado de miles de millas de hidrógeno y helio líquido.
El polvo de estrellas que llevaba en mis brazos era suave y caliente. Joshua me miró con sus ojos azules. Aunque tales ocasiones son especiales por sí mismas, fue aún más especial para mí. Tal vez no sepamos a donde vamos pero al menos la ciencia nos dice de donde venimos.
Neil Comins, un colaborador por mucho tiempo de Astronomy, es el autor de ¿Y si no existiera la luna? y es coautor de Descubriendo el Universo.
"Reproducido con permiso. Derechos del autor 2001, revista ASTRONOMY, Kalmbach Publishing Company."
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