{"id":1336,"date":"2008-12-07T11:48:19","date_gmt":"2008-12-07T10:48:19","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=1336"},"modified":"2008-12-07T23:54:35","modified_gmt":"2008-12-07T22:54:35","slug":"aia-iya2009-ano-internacional-de-la-astronomia-11","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2008\/12\/07\/aia-iya2009-ano-internacional-de-la-astronomia-11\/","title":{"rendered":"AIA-IYA2009. A\u00f1o Internacional de la Astronom\u00eda"},"content":{"rendered":"

FABRICANDO ELEMENTOS COMPLEJOS<\/span><\/strong><\/p>\n

En 1956, el tema de la producci\u00f3n estelar de elementos recibi\u00f3 un nuevo \u00edmpetu cuando el Astr\u00f3nomo norteamericano Paul Cerril identific\u00f3 las reveladoras l\u00edneas del tecnecio 99 en los espectros de las estrellas S. El tecnecio 99 es m\u00e1s pesado que el Hierro. Tambi\u00e9n es un elemento inestable, con una vida media de s\u00f3lo 200.000 a\u00f1os. Si los \u00e1tomos de tecnecio que Merrill detect\u00f3 se hubiesen originado hace miles de de millones de a\u00f1os en el big bang, se habr\u00edan desintegrado desde entonces y quedar\u00edan hoy muy pocos de ellos en las estrellas S o en otras cualesquiera. Sin embargo, all\u00ed estaban. Evidentemente, las estrellas sab\u00edan c\u00f3mo construir elementos m\u00e1s all\u00e1 del hierro, aunque los astrof\u00edsicos no lo supiesen.<\/p>\n

Estimulado por el descubrimiento de Merrill, Fred Hoyle reanudo sus investigaciones sobre la nucleos\u00edntesis<\/a> estelar. Era una tarea que se tom\u00f3 muy en serio. Desde peque\u00f1o \u00e9l miraba las estrellas y se promet\u00eda as\u00ed mismo averiguar que eran. Cuando visit\u00f3 el California Institute of Technology, Hoyle estuvo en compa\u00f1\u00eda de Willy Fowler, un miembro residente de la Facultad con un conocimiento enciclop\u00e9dico de la f\u00edsica nuclear, y Geoffrey y Margaret Burbidge, un talentoso equipo de marido y mujer que, como Hoyle, eran esc\u00e9pticos ingleses en lo relativo al big bang.<\/p>\n

Hubo un cambio cuando Geoffrey Burbidge, examinando datos a los que recientemente se hab\u00eda eximido de las normas de seguridad de una prueba at\u00f3mica en el atol\u00f3n de Bikini, observ\u00f3 que la vida media de uno de los elementos radiactivos producidos por la explosi\u00f3n, el californio 254, era de 55 d\u00edas. Esto son\u00f3 familiar: 55 d\u00edas era justamente el per\u00edodo que tard\u00f3 en consumirse una supernova que estaba estudiando Walter Baade. El californio es uno de los elementos m\u00e1s pesados; si fuese creado en el intenso calor de estrellas en explosi\u00f3n, entonces, seguramente, los elementos situados entre el hierro y el californio -que comprenden, a fin de cuentas, la mayor\u00eda de la Tabla peri\u00f3dica- tambi\u00e9n pod\u00edan formarse all\u00ed. Pero, \u00bfc\u00f3mo?<\/p>\n

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Felizmente, la naturaleza proporcion\u00f3 una piedra Rosetta con la cual Hoyle y sus colaboradores pod\u00edan someter a prueba sus ideas, en la forma de la curva c\u00f3smica\u00a0 de la abundancia. Esta era un gr\u00e1fico del peso de los diversos \u00e1tomos -unas ciento veinte especies de n\u00facleos, cuando se tomaban en cuenta los is\u00f3topos- en funci\u00f3n de su abundancia relativa en el Universo, establecida en el estudio de las rocas de la Tierra, meteoritos que han ca\u00eddo en la Tierra desde el espacio y los espectros del Sol y las estrellas.<\/p>\n

Los f\u00edsicos que trabajaban en el Proyecto Manhattan y en las pruebas posteriores de la bomba de hidr\u00f3geno que se hab\u00edan habituado a descifrar las reacciones en cadena involucradas estudiando las abundancias relativas de diversos is\u00f3topos hallados en los restos que quedaban despu\u00e9s de la explosi\u00f3n. La curva c\u00f3smica de la abundancia de los elementos era, en cierto sentido, otra tabla similar escrita en detalle; Gamow la llamaba “el m\u00e1s antiguo documento relativo a la historia de nuestro universo”. Pero mientras que para Gamow esa historia era principalmente el relato del big bang, para Hoyle y sus colegas lo importante era lo que hab\u00eda pasado desde entonces dentro de miles\u00a0 de millones de billones de estrellas. “El problema de la s\u00edntesis de elementos -escribieron- est\u00e1 estrechamente ligado al problema de la evoluci\u00f3n estelar.<\/p>\n

La curva de abundancia c\u00f3smica de elementos muestra las cantidades relativas de diversas clases de \u00e1tomos que hay en el universo a gran escala. Pone ciertos l\u00edmites a las teor\u00edas sobre como se formaron los elementos que en el gr\u00e1fico de la curva aparecen enumerados como:<\/p>\n

Hidr\u00f3geno, Helio, Litio, Berilio, Boro, Carbono,\u00a0 Ox\u00edgeno, Ne\u00f3n,\u00a0 Silicio, Azufre… Hierro…Plomo, Torio, Uranio.<\/p>\n

Las diferencias en las abundancias son grandes -hay, por ejemplo, dos millones de \u00e1tomos de n\u00edquel por cada cuatreo \u00e1tomos de plata y cincuenta de tungsteno en la V\u00eda L\u00e1ctea- y por consiguiente la curva de abundancias presentaba una serie de picos dentados m\u00e1s accidentados que la cordillera de Los Andes. Los picos altos correspond\u00edan al Hidr\u00f3geno y al Helio, los \u00e1tomos creados en el big bang -m\u00e1s del 96 por de la materia visible del universo se compone de hidr\u00f3geno o helio-, y hab\u00eda picos menores pero a\u00fan claros para el carbono, el ox\u00edgeno, el hierro y el plomo. La acentuada claridad de la curva pon\u00eda l\u00edmites definidos a toda teor\u00eda de la s\u00edntesis de elementos en las estrellas. Todo lo que era necesario hacer \u00a0(aunque dificultoso) era identificar los procesos por los cuales lasa estrellas hab\u00edan llegado preferentemente a formar algunos elementos en cantidades mucho mayores que otros. Aqu\u00ed estaba escrita la genealog\u00eda de los \u00e1tomos, como en alg\u00fan jerogl\u00edfico a\u00fan no traducido: “la historia de la Materia -escribieron Hoyle, Fowler t los Burbidge-…est\u00e1 oculta en la distribuci\u00f3n de abundancia de los elementos”.<\/p>\n

Su trabajo culmin\u00f3 en 1957 en un art\u00edculo de 103 p\u00e1ginas que hizo \u00e9poca, en el que se mostraba c\u00f3mo los procesos de fusi\u00f3n que actuaban adem\u00e1s de la reacci\u00f3n prot\u00f3n<\/a>-prot\u00f3n<\/a> y el ciclo del carbono de Bethe pod\u00edan construir los \u00e1tomos de los elementos pesados, los “metales”, que en la jerga astrof\u00edsica designa toda cosa m\u00e1s pesada que el helio.<\/p>\n

La base del art\u00edculo era la flecha del tiempo: la evoluci\u00f3n de los \u00e1tomos, revelaba, est\u00e1 ligada a la evoluci\u00f3n de las estrellas, y la mezcla de elementos que hallamos en el Universo actual es principalmente el resultado de lo que las estrellas hicieron en el pasado. Al principio una estrella recibe energ\u00eda de la “combusti\u00f3n de hidr\u00f3geno”, la fusi\u00f3n de \u00e1tomos de hidr\u00f3geno para formar helio. Esta es la reacci\u00f3n prot\u00f3n<\/a>-prot\u00f3n<\/a> hallada por Bethe, y puede proseguir durante largo tiempo, desde un mill\u00f3n de a\u00f1os, m\u00e1s o menos, en una estrella gigante que arde furiosamente, hasta unos diez mil millones de a\u00f1os en una estrella m\u00e1s tibia como nuestro Sol. “Pero -como se\u00f1alaron Hoyle, Fowler y los Burbidge-,\u00a0 ning\u00fan combustible nuclear puede durar indefinidamente”.<\/p>\n

Con el tiempo, la provisi\u00f3n de hidr\u00f3geno disminuye y el n\u00facleo de la estrella se contrae. La contracci\u00f3n calienta el n\u00facleo, y en el entorno m\u00e1s caliente puede comenzar la combusti\u00f3n del helio. La fusi\u00f3n de \u00e1tomos de helio forma \u00e1tomos de carbono, ox\u00edgeno y ne\u00f3n, pero no de litio, berilio o boro, lo cual explica porque los primeros muestran picos en la curva c\u00f3smica de la abundancia de los elementos y los segundos presentan valles.<\/p>\n

Cuando este proceso decae, el n\u00facleo se contrae y calienta a\u00fan m\u00e1s, y fusiona n\u00facleos de helio con los de ne\u00f3n\u00a0 para hacer magnesio, silicio, azufre y calcio. Ahora el viejo cuadro de una estrella de personalidad escindida puede refinarse en m\u00faltiples personalidades. Una estrella muy evolucionada se ordena en capas, como una cebolla; su n\u00facleo de hierro gaseoso est\u00e1 rodeado por capas conc\u00e9ntricas donde arden el silicio, el ox\u00edgeno, el ne\u00f3n, el carbono, el helio y, en la capa m\u00e1s externa, el hidr\u00f3geno. Y as\u00ed sigue, en exhibiciones antes desconocidas del virtuosismo de la alquimia estelar.<\/p>\n

El Hierro representa la muerte, y la muerte la liberaci\u00f3n. El n\u00facleo de hierro crece como un c\u00e1ncer en el coraz\u00f3n de la estrella, sofocando las\u00a0 reacciones nucleares en todo lo que toca, hasta que la estrella se desequilibra fatalmente y cae en un colapso general. Si la masa del n\u00facleo es de un d\u00e9cimo a dos o tres veces la del Sol -en esto nos basamos en investigaciones de Gamow, Baade, Robert Oppenheimer, Fritz Zwicky y otros-, el n\u00facleo r\u00e1pidamente se cristaliza en una esfera dur\u00edsima, una “estrella de neutrones<\/a>”.<\/p>\n

Suave como un cojinete de bolas y m\u00e1s peque\u00f1a que una ciudad pero tan masiva como el Sol, la estrella de neutrones<\/a> rota r\u00e1pidamente alrededor de su eje y emite pulsos de energ\u00eda radio al rotar, dando origen a una especie de faro como el que revela la situaci\u00f3n de las supernovas de Tycho y Kepler. A nada se asemeja m\u00e1s que aun gigantesco n\u00facleo at\u00f3mico, como si la funci\u00f3n real de la estrella, crear n\u00facleos, finalmente fuese conmemorada con un monumento: una colosal l\u00e1pida nuclear.<\/p>\n

El aspecto brillante, literalmente, es que la explosi\u00f3n de la estrella genera suficiente energ\u00eda \u00a0para sintetizar una enorme variedad de \u00e1tomos m\u00e1s pesados que el hierro. Cuando el n\u00facleo de hierro se contrae emite un solo sonido estruendoso, y este retumbar final del gong env\u00eda una onda sonora hacia arriba a trav\u00e9s del gas que irrumpe desde la envoltura de materia estelar que queda atr\u00e1s. Cuando la onda s\u00f3nica se abalanza hacia fuera y se encuentra con las oleadas de gas que entran, el resultado es el choque m\u00e1s violento del universo.<\/p>\n

En un momento se forjan en la ardiente zona de colisi\u00f3n toneladas de oro, plata, mercurio, hierro, plomo, yodo, esta\u00f1o y cobre. La detonaci\u00f3n arroja las capaz exteriores de la estrella al espacio interestelar, y la nube, con su valioso cargamento, se expande, deambula durante largo tiempo y se mezcla con las nubes interestelares circundantes. Cuando se condensan estrellas nuevas a partir de esas nubes, sus planetas heredan los elementos forjados en estrellas anteriores.<\/p>\n

La Tierra fue uno de esos planetas y \u00e9stos son los antepasados de los escudos de bronce y las espadas de acero con los que los hombres han luchado, y el oro y la plata por los que lucharon, y los clavos de hierro que los hombres del capit\u00e1n Cook\u00a0 negociaban por el afecto de las Tahitianas.<\/p>\n

Las estrellas menores contribuyen menos espectacularmente a la evoluci\u00f3n qu\u00edmica del universo, pero tambi\u00e9n ellas tienen su papel, llevando los n\u00facleos de los elementos pesados al espacio mediante los vientos estelares, arrojando sus atm\u00f3sferas exteriores como nebulosas planetarias o lanz\u00e1ndolas al espacio en las explosiones menos catastr\u00f3ficas pero a\u00fan imponentes llamadas novas<\/a>.<\/p>\n

Podemos ver su obra en los gradientes qu\u00edmicos que aparecen en las galaxias. Los metales son escasos en los espectros de las estrellas cercanas al centro gal\u00e1ctico, donde pocas estrellas se han formado desde los primeros tiempos, mientras que las estrellas de los brazos espirales, donde la formaci\u00f3n de estrellas contin\u00faa r\u00e1pidamente, son ricas en esos elementos m\u00e1s pesados. Vemos y tocamos -en verdad somos- los productos de la evoluci\u00f3n de los \u00e1tomos y las estrellas.<\/p>\n

Mucho queda por aprender de las estrellas moribundas y sus legados qu\u00edmicos. Para terminar, quiero reflejar aqu\u00ed, de manera literal, lo que dijo el astr\u00f3nomo Frank Shu, inspirado en las investigaciones de de los cient\u00edficos sovi\u00e9ticos Jacob Zel\u00b4dovich e Igor Novikov (ambos buenos especialistas en Agujeros Negros y Singularidades). Dec\u00eda as\u00ed:<\/p>\n

“Las estrellas empiezan su vida con una mezcla principalmente de n\u00facleos de hidr\u00f3geno y sus electrones<\/a> separados. Durante una fase luminosa de estrella masiva, los protones<\/a> se combinan en una variedad de reacciones complicadas para formar elementos cada vez m\u00e1s pesados. La energ\u00eda de uni\u00f3n nuclear liberada\u00a0 de este modo finalmente proporciona entretenimiento y empleo a los astr\u00f3nomos. Pero al fin el proceso de la supernova sirve para deshace la mayor parte de esta evoluci\u00f3n nuclear. Al fin el n\u00facleo forma una masa de neutrones<\/a>. Ahora bien, el estado final, los neutrones<\/a>, contiene menos energ\u00eda nuclear\u00a0 de uni\u00f3n que el estado inicial, los protones<\/a> y electrones<\/a>. De modo que, \u00bfde d\u00f3nde proven\u00eda la energ\u00eda cuando la estrella brillaba, durante todos esos millones de a\u00f1os? \u00bfDe donde proven\u00eda la energ\u00eda para producir el sonido y la furia que representa\u00a0 una explosi\u00f3n de supernova? La energ\u00eda se conserva: \u00bfQui\u00e9n pago la deuda al final? Respuesta: \u00a1La Gravedad! El potencial gravitatorio de la estrella de neutrones<\/a> final es mucho mayor (negativamente; esa es la deuda) que la energ\u00eda potencial gravitatoria de la correspondiente estrella de la serie principal. As\u00ed, pese a toda la interesante f\u00edsica nuclear que interviniese, \u00a1finalmente Kelvin y Helmholtz ten\u00edan raz\u00f3n! La suprema fuente de energ\u00eda en las estrellas que produce la mayor cantidad de energ\u00eda es la Gravedad.”<\/p>\n

Que sea la imagen humana lo que recordemos mientras observamos el polvo de oro y los diamantes despedirse de estrella consumida, cuando se alejan para incorporarse a mundos y mentes futuros: el rostro de Kelvin, el viejo que intimid\u00f3 a Rutherford un d\u00eda, cuando el siglo era joven, sacudi\u00e9ndose el sue\u00f1o para fruncir el entrecejo, y luego sonre\u00edr.<\/p>\n

emilio silvera<\/em><\/p>\n

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