Formación de estrellas
Como este es el comienzo de nuestro curso, vamos a empezar por el principio de los elementos. Aquí leerás cómo se crean los elementos y repasarás las reacciones nucleares, las partículas atómicas y la notación de los isótopos.
El Big Bang es la teoría actualmente aceptada sobre el desarrollo temprano del universo. La teoría del Big Bang es la idea de que el universo era originalmente un punto extremadamente caliente y denso en el espacio en algún momento finito del pasado y que desde entonces se ha enfriado expandiéndose hasta el estado actual. El universo sigue expandiéndose en la actualidad. La teoría se apoya en las explicaciones más completas y precisas de las pruebas científicas actuales y de la observación. Según las mejores mediciones disponibles, el big bang se produjo hace unos 13.750 millones de años.
Según la teoría, el Universo se habría enfriado lo suficiente como para permitir que la energía se convirtiera en partículas subatómicas (protones, neutrones y electrones y muchas otras partículas). Mientras que los protones y los neutrones habrían formado los primeros núcleos atómicos sólo unos minutos después del Big Bang, los electrones habrían tardado miles de años en perder la energía suficiente para formar átomos neutros. El primer elemento producido sería el hidrógeno. Las nubes gigantes de estos elementos primordiales formarían entonces estrellas y galaxias. Otros elementos se formaron por fusión dentro de las estrellas. Todos los átomos pesados (metales) se formaron en las estrellas, por fusión, ¡miles de millones de años antes de que existiera nuestro planeta! Los elementos inorgánicos (¡y tú!) están hechos de materia estelar.
Formación de estrellas
Logaritmo de la producción de energía relativa (ε) de los procesos de fusión protón-protón (PP), CNO y Triple-α a diferentes temperaturas (T). La línea discontinua muestra la generación de energía combinada de los procesos PP y CNO dentro de una estrella. A la temperatura del núcleo del Sol, el proceso PP es más eficiente.
La nucleosíntesis estelar es la creación (nucleosíntesis) de elementos químicos mediante reacciones de fusión nuclear dentro de las estrellas. La nucleosíntesis estelar se ha producido desde la creación original de hidrógeno, helio y litio durante el Big Bang. Como teoría predictiva, proporciona estimaciones precisas de las abundancias observadas de los elementos. Explica por qué las abundancias observadas de los elementos cambian con el tiempo y por qué algunos elementos y sus isótopos son mucho más abundantes que otros. La teoría fue propuesta inicialmente por Fred Hoyle en 1946,[1] quien posteriormente la perfeccionó en 1954.[2] Otros avances fueron realizados, especialmente en lo que respecta a la nucleosíntesis por captura de neutrones de los elementos más pesados que el hierro, por Margaret y Geoffrey Burbidge, William Alfred Fowler y Hoyle en su famoso artículo B2FH de 1957,[3] que se convirtió en uno de los artículos más citados de la historia de la astrofísica.
Formación de los elementos
La composición química del Universo está dominada por el hidrógeno y el helio producidos en el Big Bang. Los aproximadamente 90 elementos químicos restantes se producen en las estrellas y constituyen sólo un pequeño porcentaje de la masa total. Los astrónomos denominan a estos elementos (todos excepto el hidrógeno y el helio) como metales, aunque esto incluye elementos como el carbono y el oxígeno que no se consideran metales en el sentido normal.
La abundancia de metales con respecto al hidrógeno se conoce como metalicidad. Mientras que el hidrógeno y el helio se encuentran en gran abundancia en todo el Universo, la metalicidad varía en función de la historia de la formación estelar en la región. La composición química del Sol nos da una idea de la composición química de la vecindad solar:
Las metalicidades más altas se encuentran en los centros de las galaxias. Por ejemplo, cerca del centro de la Vía Láctea se han observado estrellas con metalicidades de hasta tres veces el valor solar. Sin embargo, también hay estrellas con sólo una décima parte del valor solar. Estas estrellas se formaron al principio de la historia de la galaxia, antes de que el medio interestelar (y las siguientes generaciones de estrellas) se enriquecieran en metales por la acción de otras estrellas.
¿Qué elemento químico es el principal constituyente de una estrella joven?
Con motivo del Año Internacional de la Tabla Periódica, hemos hablado mucho de la tabla periódica, su historia y sus diferentes formas. Quizá sea el momento de hablar de los elementos químicos que la componen. Cada elemento tiene un número distinto de protones en el núcleo, mientras que los isótopos presentan diferentes números de neutrones. ¿Te has preguntado alguna vez por qué tenemos tantos (o tan pocos) elementos? ¿Por qué algunos son abundantes y otros escasos? ¿De dónde proceden? ¿Cómo y cuándo se crearon?
Aunque no lo creas, ¡no se trata de un pensamiento caprichoso! Estamos literalmente hechos de materia generada en el corazón de las estrellas. Es más, todo lo que hay en el Universo se creó en generaciones anteriores de estrellas hace 4.500 millones de años y luego se liberó mediante explosiones estelares.
En los primeros minutos después del Big Bang, una serie de reacciones nucleares llenaron el Universo de hidrógeno y helio (y un poco de litio). La nucleogénesis posterior no fue posible debido al rápido enfriamiento del Universo. Las estrellas se formaron entonces por autogravitación de las nubes moleculares. A medida que las nubes seguían colapsando sobre sí mismas debido a la gravedad, el material comenzó a calentarse. Finalmente, el centro de las nubes alcanzó una temperatura lo suficientemente alta como para que los átomos de hidrógeno superaran la repulsión electrónica, tras lo cual empezaron a fusionarse a través de un proceso llamado túnel cuántico. La energía liberada por esta fusión proporcionó la fuerza opuesta a la gravedad, estabilizando las estrellas contra el colapso indefinido.