¿De dónde vienen los elementos químicos?

Primero aparecieron los núcleos ligeros

Un elemento se define por el número de protones de su núcleo: uno significa hidrógeno, dos helio y ocho oxígeno. Cambiar los electrones alrededor del núcleo no convierte el hidrógeno en oxígeno. Hacen falta transformaciones nucleares que alteren el propio núcleo. DOE: elementos e isótopos.

Durante los primeros minutos, el universo caliente se expandía y enfriaba. Parte de los protones y neutrones se unieron formando núcleos ligeros, sobre todo helio-4; también quedaron deuterio, helio-3 y una cantidad muy pequeña de litio. Muchos protones no se incorporaron a núcleos más complejos: cada uno ya es un núcleo de hidrógeno-1. Por tanto, no hubo que fabricar primero el hidrógeno en las estrellas.

Tras esa nucleosíntesis primordial, aproximadamente tres cuartas partes de la masa de la materia ordinaria correspondían al hidrógeno y alrededor de una cuarta parte al helio. Es una descripción redondeada de la mezcla inicial, no las proporciones de todos los componentes del universo ni la composición exacta de cualquier estrella actual. La expansión rápida y las propiedades de las reacciones nucleares impidieron acumular entonces cantidades importantes de carbono, oxígeno o hierro. Particle Data Group: núcleos primordiales y abundancias.

Un núcleo y un átomo neutro son cosas distintas. En el material caliente, los electrones todavía no estaban ligados de forma estable a los núcleos. La formación generalizada de hidrógeno neutro ocurrió mucho después, unos 380 000 años tras el inicio de la expansión. El elemento ya existía; cambió su estado eléctrico. ESA: época nuclear y recombinación posterior.

Las estrellas transforman la mezcla inicial

Las altas temperaturas y densidades del interior estelar permiten que los núcleos participen en reacciones. La fusión nuclear une núcleos ligeros para formar otros más pesados. Por ejemplo, una estrella como el Sol convierte hidrógeno en helio. En etapas posteriores de la vida estelar, las reacciones con helio pueden crear carbono, y la captura de un núcleo de helio por uno de carbono puede producir oxígeno.

No todas las estrellas recorren las mismas etapas. Las masivas pueden alcanzar condiciones para reacciones posteriores que modifican las cantidades de neón, magnesio, silicio y núcleos cercanos al hierro. Una estrella de menor masa no es simplemente una copia más lenta que acabará fabricando inevitablemente lo mismo. OpenStax: fusión en estrellas de distintas masas.

¿Por qué no seguir construyendo núcleos así indefinidamente? Cerca del hierro y el níquel, los núcleos están muy fuertemente ligados. La fusión posterior no proporciona la misma ganancia de energía que sostiene las etapas estelares anteriores. Eso no impide que existan elementos más pesados: para ellos cobran importancia otras vías nucleares. La captura de neutrones, en particular, no es una simple continuación de «dos núcleos cargados se unen».

Crear un núcleo y llevarlo al espacio son tareas diferentes

El oxígeno encerrado en una estrella todavía no es oxígeno del agua futura de la Tierra. La materia debe llegar al entorno, mezclarse con gas y terminar incorporándose a objetos nuevos. Los vientos estelares, flujos de materia que salen de las estrellas, devuelven parte del material al espacio interestelar. Para ello no siempre hace falta una supernova.

Una explosión de supernova puede expulsar núcleos creados durante la vida anterior de la estrella y producir otros nuevos en material calentado rápidamente. Son contribuciones distintas de un mismo suceso. No debemos describir todo el oxígeno expulsado como producto del instante de la explosión.

Además, existen distintos tipos de supernova. Las explosiones de estrellas masivas con colapso del núcleo y las explosiones termonucleares de enanas blancas en sistemas binarios tienen historias diferentes. Estas últimas, llamadas de tipo Ia, son una fuente importante de núcleos del grupo del hierro. Algunos productos son inicialmente radiactivos y después se transforman en otros núcleos. Incluso para el hierro conviene preguntar por el proceso, el tipo de estrella y la desintegración posterior, en vez de buscar un único horno estelar universal. Kobayashi, Karakas y Lugaro: distintas fuentes de enriquecimiento químico.

Los neutrones abren caminos hacia muchos núcleos pesados

Un núcleo puede capturar un neutrón. Al principio cambia su isótopo, una variante del elemento con otro número de neutrones. Algunos núcleos inestables sufren después una desintegración beta menos: un neutrón se convierte en protón mientras se emiten otras partículas. Cambia el número de protones y aparece otro elemento. Repetir capturas y desintegraciones construye vías nuevas de nucleosíntesis.

El proceso lento, o proceso s, suele dejar tiempo para que un núcleo inestable se desintegre antes de la siguiente captura. Ocurre, entre otros lugares, en estrellas de masa baja e intermedia durante una fase gigante tardía llamada rama asintótica de las gigantes, o AGB. Esas estrellas contribuyen, por ejemplo, al estroncio y al bario. La mezcla transporta parte de los productos hacia las capas exteriores y la pérdida de esas capas enriquece el entorno. Karakas y Lattanzio: AGB y captura lenta de neutrones.

El proceso rápido, o proceso r, permite capturar neutrones más deprisa de lo que ocurren las desintegraciones beta correspondientes. Requiere condiciones especiales con un gran flujo de neutrones. Un canal confirmado es la materia expulsada en fusiones de estrellas de neutrones, restos estelares extremadamente densos. Es una vía hacia muchos núcleos pesados, incluidos los que finalmente producen oro. Pero «el oro solo se forma en fusiones de estrellas de neutrones» sería una afirmación más fuerte de lo que permiten las pruebas.

Comparemos los canales del esquema. El estroncio, Sr, aparece en dos entradas: un elemento no está obligado a tener una sola dirección de nacimiento. Las contribuciones dependen de los isótopos y de la historia del entorno.

A veces importa romper, en vez de construir

Hay otro mecanismo: núcleos rápidos de rayos cósmicos chocan con materia interestelar y se rompen en fragmentos más ligeros. Se llama espalación. Así se produce parte del litio, el berilio y el boro. Aquí los rayos cósmicos son partículas energéticas, no solo luz. Las mediciones de núcleos secundarios Li, Be y B ayudan a estudiar esos choques. Eso no significa que todo el litio tenga ese origen. AMS: núcleos secundarios de rayos cósmicos.

La nucleosíntesis es, por tanto, más amplia que la fusión de núcleos ligeros. Una lista corta de canales no sustituye a toda la red de reacciones: algunos isótopos raros necesitan vías adicionales. Incluso dos isótopos de un mismo elemento pueden tener historias diferentes.

Cómo se comprueba una historia que nadie observó completa

En 2017, los astrónomos observaron la fusión de estrellas de neutrones GW170817 y su emisión luminosa posterior. Un estudio de 2019 identificó estroncio en los espectros: comparó la luz medida con las señales calculadas de los elementos. Vincula una materia concreta con un suceso concreto. No es una detección espectroscópica individual de oro en la misma explosión ni significa que todo el estroncio del universo se formara así. Watson y colaboradores: estroncio en la materia expulsada por una fusión.

Para construir la imagen general, se comparan reacciones nucleares, la composición de estrellas y gas, los isótopos de meteoritos y los modelos de acumulación de elementos. Eso permite estimar las contribuciones de fuentes diferentes. No permite, sin embargo, nombrar una estrella antigua concreta para cada átomo de tu vaso.

Ponte a prueba: si un viento estelar expulsó bario, ¿tuvo que formarse el bario en el propio viento? No. El núcleo pudo surgir dentro de la estrella y el viento cumplir otra tarea: sacarlo al exterior. Del mismo modo, el nacimiento de un núcleo de oxígeno y la formación posterior de una molécula de agua son sucesos diferentes.

El Sistema Solar también se formó después de mezclarse materia de muchas fuentes anteriores. En el agua se juntaron hidrógeno de origen mayoritariamente primordial y oxígeno creado por reacciones estelares. Heredamos una mezcla de historias cósmicas, no un único lote de materia de una sola estrella. A continuación veremos por qué las estrellas tienen colores diferentes y qué puede revelar su luz.