El origen de los diferentes elementos químicos que forman el universo

Los diferentes elementos químicos que componen nuestro cuerpo, la Tierra o el Sol tienen un origen muy variado. Unos se formaron poco después del Big Bang, otros en el interior de estrellas tranquilas y otros durante la colisión de estrellas de neutrones o explosiones de supernova. Demos un repaso al origen de estos elementos.
El origen de los diferentes elementos químicos que forman el universo

La materia ordinaria, la que forma la madera, el aire o las estrellas, es apenas un 5 % del contenido de todo el universo. La grandísima mayoría de la energía del universo se encuentra en la forma de energía oscura (con algo más de dos tercios) y materia oscura (con algo menos de un tercio). Aunque tenemos multitud de evidencias independientes de la existencia de estos dos componentes a día de hoy no sabemos de qué están hechos. El resto del universo sin embargo, sí sabemos a grandes rasgos qué composición tiene. La grandísima mayoría de ese cinco por ciento que es la materia ordinaria lo componen el gas intergaláctico, las estrellas y objetos compactos y las nubes de gas interestelar. Los planetas, asteroides y cometas apenas suponen una mínima parte de esa materia. La vida, incluso aunque ocupara cada planeta del universo, supondría incluso menos aún.

El origen de los diferentes elementos químicos que forman el universo (Jose Luis Oltra)
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Este cinco por ciento que corresponde a la materia ordinaria (decimos lo de ordinaria para diferenciarla de materia oscura, otra forma de llamarla es materia bariónica pues está compuesta de bariones) está compuesto principalmente de hidrógeno y helio. El resto de elementos suponen menos del 2 % de toda la materia bariónica. Esto es así porque poco después del Big Bang cuando el universo se enfrió desde el plasma de quarks y gluones hiperdenso e hipercaliente del principio solo dio tiempo a que se formaran dichos elementos. Cuando la temperatura descendió lo suficiente, hasta unos diez mil millones de grados, pudieron formarse protones y neutrones a partir de ese plasma inicial. El universo tenía tan solo una millonésima de segundo de edad cuando este proceso empezó.

Fue unos tres minutos más tarde que la temperatura bajó lo suficiente como para que pudieran formarse núcleos atómicos más complejos que el de hidrógeno. En este momento se formó principalmente helio, con trazas de litio y otros isótopos de hidrógeno. Sin embargo la cantidad de helio fue millones de veces mayor que la de litio. La temperatura descendió demasiado rápido como para que se formaran grandes cantidades de nada más pesado que el helio. Cuando el universo tenía una edad de apenas 20 minutos este proceso de nucleosíntesis había finalizado, no formándose más núcleos. No fue hasta cientos de millones de años más tarde que la composición del universo empezaría a cambiar y empezarían a formarse elementos más pesados que el helio, los que en astronomía reciben el nombre de “metales”.

En la actualidad el elemento más común en el universo después del hidrógeno y el helio es el oxígeno. Este elemento, que es además el más común en el planeta Tierra y el segundo más común en el cuerpo humano, se forma principalmente durante la muerte en forma de explosión de estrellas masivas. Las increíbles energías liberadas durante explosiones de supernova o similares crean una grandísima cantidad de elementos químicos diferentes. La mayoría de elementos más pesados que el oxígeno hasta el rubidio (que tiene 37 protones en su núcleo, frente a los 8 del oxígeno) se crean en estas explosiones.

El segundo elemento más común de entre los metales astronómicos sería el carbono. Se calcula que en torno a un 0.4 % de la masa de la Vía Láctea correspondería a este elemento. Sin embargo esta posición no coincide para la Tierra. En la corteza terrestre el carbono ocuparía el puesto número diecisiete en una lista de elementos más comunes y supondría menos de un 0.02 % de la masa del planeta. A pesar de esto, es el elemento fundamental para la biología terrestre. Una pequeña parte del carbono del universo también se ha formado durante la muerte de estrellas masivas, aunque la mayoría se ha creado en el interior de estrellas de baja masa, similares a nuestro propio Sol. Sin embargo, ese carbono queda atrapado en el núcleo que queda cuando la estrella agota todo su combustible nuclear y expulsa sus capas exteriores para convertirse en una enana blanca, de ahí que haya tal diferencia entre la composición del universo y la de planetas rocosos como la Tierra.

El quinto elemento más común del universo sería el neón, el siguiente gas noble después del helio, formado al fusionar un núcleo de carbono con uno de helio. Este se forma por el mismo mecanismo que el oxígeno y es un poco más común que el siguiente: el hierro. El hierro es el elemento más estable, pues tiene la mayor energía de ligadura por nucleón de cualquier otro elemento. Esto tiene como resultado que cuando las estrellas masivas producen hierro por fusión de núcleos más ligeros llegan al final de sus vidas. Fusionar hierro para obtener otros elementos es un proceso que consume energía en vez de producirla, por lo que cuando esto ocurre la estrella tiene los días contados. Cuando estas estrellas explotan expulsan gran parte del hierro que formaron, aunque la contribución principal a la presencia de este elemento en el universo parece estar en las enanas blancas que llegan a explotar. Esto ocurre por interacción con otra enana blanca o porque han acretado material de otra estrella hasta alcanzar suficiente masa como para explotar en forma de supernova.

Mientras que las explosiones de estrellas masivas no forman elementos más pesados que el zirconio (40 protones en su núcleo), las estrellas masivas pueden llegar a formar lutecio (71 protones). La diferencia radica principalmente en la velocidad de cada proceso. En las explosiones de supernova se libera gran cantidad de energía pero en un tiempo cortísimo, por lo que la cantidad de elementos que pueden formarse es limitada. La mayoría de elementos más pesados que el niobio (41 protones) se forman en la colisión de estrellas de neutrones. Fue de esta forma como se formaron la mayoría de la plata y el oro que encontramos en la Tierra y todo el uranio.

Referencias:

  • Anders, E.; Ebihara, M. (1982). "Solar-system abundances of the elements". Geochimica et Cosmochimica Acta. 46 (11), doi:10.1016/0016-7037(82)90208-3
  • Hsin-Yu Chen et al, 2021, The Relative Contribution to Heavy Metals Production from Binary Neutron Star Mergers and Neutron Star–Black Hole Mergers, The Astrophysical Journal Letters, 920 (1), https://doi.org/10.3847/2041-8213/ac26c6

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