Vídeo creado dentro del proyecto "Cuando los astros se animan" financiado por la Fundación Española para la Ciencia y la Tecnología (FECYT) - Ministerio de Economía y Competitividad.
Toda la serie en animaciones.iaa...
Nos hemos tomado unas pocas de libertades en la producción de este vídeo, pero resultaba demasiado tentadora la posibilidad de explicar la generación de los elementos con partículas, pimientos y ovejas que cantan. También nos pareció fundamental introducir un personaje ficticio, glotón, para que la argumentación tuviera sentido.
Prácticamente todos los elementos químicos tienen un origen astronómico. Una primera generación de elementos tuvo lugar en lo que se conoce como nucleosíntesis primordial, que ocurrió muy poco después del big bang (se cree que entre los primeros diez segundos y veinte minutos). Ahí se formaron los elementos ligeros: hidrógeno (75%), helio (25%) y una cantidad muy pequeña de litio y bario.
La siguiente generación de elementos tuvo que esperar unos trescientos millones de años, hasta la formación de las primeras estrellas. Las estrellas nacen en las nubes moleculares, que son nubes muy tenues compuestas principalmente por hidrógeno.
Estas nubes se rompen y los distintos fragmentos atraviesan un lento proceso de contracción y colapso (las pequeñas nubes se hunden bajo su propio peso), que tiene como consecuencia la formación de un núcleo central -el embrión estelar o protoestrella-, sobre el que continúa cayendo el resto del fragmento de la nube progenitora. Cuando la temperatura central aumenta hasta alcanzar los diez millones de grados, los núcleos de hidrógeno comienzan a colisionar entre ellos violentamente y se fusionan en núcleos de helio, reacción en la que se desprende una enorme cantidad de energía. La temperatura se eleva entonces a 20 millones de grados, lo que hace que la presión aumente lo suficiente como para detener, por fin, la contracción. Y la condensación inicial comienza a brillar en la oscuridad del espacio. Ha nacido una estrella.
Las estrellas pasan gran parte de su existencia en la secuencia principal, que constituye su etapa adulta y se caracteriza por la obtención de energía mediante la combustión de hidrógeno; una estrella mediana como el Sol pasará 10.000 millones de años en esta fase, mientras que una estrella más masiva fusionará el hidrógeno a mayor velocidad (una estrella diez veces más masiva que el Sol se mantiene en la secuencia principal tan solo 100 millones de años).
Llega un momento en que el hidrógeno disminuye tanto que no mantiene el ritmo de las reacciones nucleares. El núcleo -prácticamente de helio- genera menos energía, se enfría, disminuye la presión y comienza a hundirse bajo su propio peso y el de las capas externas de la estrella. Todo este proceso calienta estas capas que comienzan a dilatarse y a expandirse como un globo que se hincha con aire caliente. La estrella aumenta su radio hasta casi cien veces su tamaño original (Mercurio quedará sumergido dentro del Sol), de tal forma que las últimas capas apenas notan la influencia del núcleo y se enfrían. Al enfriarse adquieren un color rojizo, dando nombre a esta etapa de la evolución estelar, la de gigante roja, que nuestro Sol atravesará en unos 5.000 millones de años.
Lo que le ocurre a la estrella a partir de la fase de gigante roja depende exclusivamente de su masa: si la estrella es parecida al Sol (es decir, mediana), logrará fusionar el helio en carbono, pero no tendrá suficiente combustible como para continuar la fusión del carbono en elementos más pesados.
En cambio, si la estrella es suficientemente masiva (unas ocho veces mayor que el Sol) dispondrá del combustible necesario para fusionar el helio en carbono y, cuando el helio se agote, la de carbono en oxígeno, luego en magnesio, silicio y toda una serie de elementos pesados.
En las atmósferas de las estrellas gigantes se generan elementos pesados como el plomo, el oro y el cobre en un proceso que se llama “proceso s” (s="slow", lento).
El resto de los elementos, todos radiactivos, solo se producen en un evento explosivo con una gran densidad de neutrones (el “proceso r” por “rápido”), como una supernova: cuando la estrella ha quemado todo el combustible -esencialmente, cuando empieza a producir hierro-, no tiene con qué contrarrestar la fuerza de la gravedad. Las capas externas se hunden y rebotan contra el núcleo de hierro, produciendo una explosión cuya luminosidad compite con la galaxia que la alberga y que libera todos los elementos en el medio interestelar.
El material interestelar puede ser reprocesado en una nueva estrella, quizás con un sistema de planetas. E incluso, quizás, con un planeta con gente que explica la nucleosíntesis estelar a través de dibujos animados.
15 сен 2024
