Roberto Vázquez Meza
INTRODUCCIÓN
Mira a tu alrededor. Observa las cosas que te rodean. Una mesa, una silla, el papel de esta revista, tu pro-pio cuerpo. Si fuésemos capaces de identificar un átomo de alguna molécula de nuestro cuerpo, quizás un átomo de carbono, y pudiésemos pedirle que nos contara su historia, ¿qué crees que nos diría? “Yo estuve antes en una cadena de proteínas en la carne de un pez que tú te comiste. Luego me procesaste mediante tu sistema digestivo, y fui absorbido por tu cuerpo. Ahora soy parte de tu brazo izquierdo. Pero antes estuve en una alga marina, que a su vez me había absorbido como parte de los nutrientes del suelo… bla bla bla….” El átomo de carbono seguiría narrando su historia; tal vez hasta nos contaría de cuando formó parte de un dinosaurio o de un helecho prehistórico. Pero, sea cual sea su recorrido, invariablemente nos diría, refiriéndose a su origen: “Nací en el interior de una estrella”. Lo mismo pasaría para casi todos nuestros átomos. Estamos hechos de bloques construidos por las estrellas. ¡Todos nosotros! ¡Todo lo que nos rodea!
LOS ELEMENTOS QUÍMICOS Y EL ORIGEN DEL UNIVERSO
Se cree que, en sus inicios, la densidad y temperatura del Universo eran tan altas, que la física que conocemos no es capaz de describir este escenario. Después del rompimiento de la simetría (por alguna razón el número de partículas de materia excedió al de las de antimateria por un factor de 1.000000001), el exceso de materia condujo a un Universo inflacionario, en donde se dio una expansión acelerada, lo que explica su homogeneidad actual. Esto es conocido como el Big Bang o Gran Explosión. Durante el primer segundo del Universo se formaron los neutrones, protones y electrones. Posteriormente, en la llamada “Era de la Radiación”, el cociente de pro-tones a neutrones estuvo cambiando por causa del decaimiento de los neutrones. Después de los primeros cien segundos, la temperatura cayó a 100 millones de grados, lo suficientemente baja como para que se formaran los deuterones, que son átomos de hidrógeno pesados. Todos los neutrones remanentes fueron incorporados a los deuterones; éstos, a su vez, fueron consumidos casi enteramente para producir núcleos de helio. Así, la cantidad de helio sintetizado, alrededor de un 25 por ciento de la masa, quedó determinada por el cociente de número de protones a número de neutrones ¡y esto sucedió cuando el Universo sólo tenía 100 segundos de existencia! Sólo el hidrógeno, el helio y el litio fueron producidos en cantidades apreciables mediante procesos nucleares en la Gran Explosión. Los elementos más pesados se han formado después en el interior de las estrellas, en explosiones de supernovas y tal vez en eventos energéticos dentro de los núcleos activos de galaxias.
LAS ESTRELLAS, POTENTES MÁQUINAS ALQUÍMICAS
Las estrellas son gigantescas esferas de gas autogravitantes, en equilibrio termodinámico e hidrostático, en cuyo interior se llevan a cabo reacciones termonucleares que producen la liberación de energía, principalmente como radiación electromagnética (la luz visible es una forma de esta radiación). La distribución de esta energía radiada se encuentra directamente relacionada con su temperatura superficial. Es decir, las superficies de las estrellas brillan, como consecuencia de las altas temperaturas que alcanzan, debido a las reacciones de fusión termonuclear que se producen en su interior. La distribución de su brillo corresponde a la que ten-dría un cuerpo opaco que se calienta a la temperatura superficial de la estrella, tal como lo hace un pedazo de hierro candente. De esta manera, los distintos colores de las estrellas nos dan información de su temperatura: las estrellas más calientes son blancas-azules, mientras que las más frías son rojas. En las reacciones de fusión, los elementos ligeros se transforman en elementos más pesados. Los productos finales de la reacción tienen una masa ligeramente menor que la masa total antes de la reacción. La diferencia en masa se libera como energía, de acuerdo a la famosa relación de Einstein: E=mc2.
REACCIONES PROTÓN-PROTÓN
En las estrellas con masas similares o más pequeñas que la del Sol, la energía se produce mediante la cadena protón-protón, en la que dos átomos de hidrógeno se unen para formar un átomo de deuterio (hidrógeno pesado) liberando dos partículas: un positrón y un neutrino. Posteriormente, un átomo de deuterio se fusiona con uno de hidrógeno, formando un átomo del isótopo helio-3, y dos helio-3 se fusionan formando un helio-4 (la versión más estable del helio). La fusión de hidrógeno en helio es la que ha mantenido al Sol brillante los últimos cinco mil millones de años y lo mantendrá así otro tanto.
CICLO DE CARBONO
A temperaturas menores a 20 millones de grados, las reacciones protón-protón son el mecanismo principal de producción de energía. Sin embargo, a temperaturas mayores (como las que se encuentran en estrellas con masas superiores a 1.5 veces la masa del Sol), el ciclo de carbono se vuelve el proceso dominante. En este proceso se supone que existe ya una pequeña abundancia de carbono. Esto puede suceder para estrellas de segunda generación, las cuales nacen de nubes de gas y polvo enriquecidas por la diseminación del material de una primera generación de estrellas. Esta reacción empieza con la fusión de un átomo de carbono-12 con uno de hidrógeno, lo cual forma un átomo de nitrógeno-13, el cual es inestable y decae espontáneamente en un carbono-13. El carbono-13 se fusiona con otro hidrógeno y forman nitrógeno-14, el cual hace lo propio para formar oxígeno-15. El oxígeno-15 decae espontáneamente en nitrógeno-15, el cual se fusiona con otro hidrógeno para formar finalmente helio-4 y devolver un carbono-12, igual al que participó en el primer paso del proceso. Así, el carbono-12 sólo actúa como un catalizador, y aunque durante el proceso existe la transformación en varios elementos, el producto final es ¡helio-4 y mucha energía!
REACCIONES TRIPLE ALFA
Como resultado de las reacciones anteriores, la abundancia de He en el interior de las estrellas se incrementa. A temperaturas mayores de cien millones de grados, el helio puede transformarse en carbono mediante la reacción triple-alfa. Esta reacción consiste en la fusión de dos átomos de helio-4 en berilio-8, que a su vez se fusiona con un tercer átomo de helio-4 para producir carbono-12 y liberar energía.
OTRAS REACCIONES ALFA
Durante el proceso de fusión o quemado de helio, algunos átomos de carbono reaccionan con núcleos de helio y forman oxígeno, el cual reacciona para formar neón, magnesio y sodio. También los oxígenos reaccionan entre sí y forman azufre, fósforo y silicio. El silicio se fusiona en níquel, y éste, a su vez, decae en hierro. Este es el último elemento que se forma en el interior de las estrellas. En general, los elementos más pesados que el hierro se producen por captura de neutrones durante las etapas finales violentas de la evolución de estrellas masivas.
LA MUERTE DE LAS ESTRELLAS ENRIQUECE EL MEDIO INTERESTELAR
En la sección anterior describimos los procesos mediante los cuales las estrellas crean nuevos elementos. La masa que una estrella tenga en las últimas etapas de su existencia determinará el fin que le espera y por ende la forma en la que enriquecerá el medio interestelar. Para una estrella que llega al final de su evolución con una masa menor a 1.4 veces la masa del Sol, sus capas externas serán expelidas en forma de un cascarón gaseoso, mientras que sus capas internas se contraerán, aumentando así su temperatura. Este núcleo caliente emitirá radiación ultravioleta, la cual, mediante los procesos de fotoionización y recombinación, provocará que el cascarón gaseoso brille en luz visible. Este sistema, formado por la estrella central caliente y el cascarón de gas brillante en expansión, se conoce como “Nebulosa Planetaria” (aunque no tenga ninguna relación con los planetas). Las nebulosas planetarias se expanden hasta que su material termina difuminándose en el medio interestelar, enriqueciendo así su entorno con el material procesado en el interior de las estrellas. Por otra parte, si la masa final de una estrella es mayor a 1.4 veces la masa del Sol, ésta explotará como supernova. Es posible que la estrella se destruya totalmente o que el estado final sea una estrella de neutrones o un agujero negro. En cualquier caso, la explosión de supernova provee de un gran flujo de neutrones (¡densidades de diez mil trillones de partículas por centímetro cúbico!) que permite el desarrollo de los procesos de captura rápida de neutrones. Mediante estos procesos, un núcleo atómico captura neutrones hasta volverse inestable y decae hacia un isótopo estable, en donde la captura de neutrones prosigue. Este proceso se repite hasta que el flujo de neutrones disminuye. A partir de ahí, los átomos que se hayan formado decaen hasta alcanzar la estabilidad. De esta manera se pueden formar elementos pesados como el uranio, el torio o el plutonio. Cerca de 40 isótopos ricos en protones no pueden formarse por captura de neutrones. En su lugar capturan protones o positrones. Sus abundancias son muy bajas en relación con las de sus isótopos vecinos y se forman en explosiones de supernova a temperaturas superiores a los mil millones de grados.
FISIÓN DE ISÓTOPOS
Por otra parte, la fisión de algunos isótopos pesados puede dar origen a átomos menos pesados. La fisión es la fragmentación espontánea o inducida de un átomo pesado en varios átomos más ligeros. Ejemplos de esto son los isótopos del tungsteno, platino y mercurio, formados por la fisión del plomo. Finalmente, las colisiones entre núcleos pesados y rayos cósmicos dan origen a algunos elementos ligeros, como el litio, el berilio y el boro. Con cada nueva generación de estrellas, se incrementa la abundancia relativa de elementos pesados en el medio interestelar de las galaxias. Es decir, las galaxias, y por consiguiente, todo el Universo, están en una constante evolución química, sin posibilidad de retroceso.
SIGUIENDO LA HUELLA DE LOS ELEMENTOS QUÍMICOS
Pero, ¿cómo detectamos y diferenciamos iones, átomos y moléculas? Cuando hacemos pasar la luz de una estrella por un prisma y la descomponemos en sus colores, estamos en realidad revelando su “espectro”; es decir, la distribución de su energía radiante. Como se mencionó anteriormente, el espectro de las estrellas es básicamente el que tendría un cuerpo opaco calentado a la temperatura superficial de la estrella. Esto se conoce en Física como la “radiación de cuerpo negro”. Sin embargo, la comparación del perfil de la distribución de energía de una estrella con la de un cuerpo negro a la misma temperatura no es perfecta. Existen muchas zonas estrechas en las que parece disminuir la radiación. Éstas son las llamadas líneas de absorción. La explicación para este decremento de la radiación a determinadas energías es que éstas corresponden exactamente a la energía que necesita un electrón de un átomo o ion para moverse a un nivel de energía superior. Es decir, la luz es absorbida en determinados colores, y su energía es utilizada para excitar a los electrones. Como el valor de esa energía es un parámetro atómico conocido, y además es diferente para cada átomo o ion, ¡uno puede saber qué elementos químicos están presentes en una estrella al estudiar su espectro! Algo similar ocurre, por ejemplo, en las nebulosas planetarias, en donde la radiación ultravioleta de una estrella caliente libera los electrones de los átomos de una nube gaseosa, proceso llamado “fotoionización”. Los electrones libres son recapturados generalmente en niveles altos de energía para luego caer espontáneamente a niveles más bajos. A todo este proceso de recaptura y decaimiento se le llama “recombinación”.
LIBERACIÓN DE ENERGÍA
Cuando un electrón pasa de un nivel de energía alto a uno más bajo, la diferencia de energía entre el nivel superior y el inferior es liberada en forma de radiación electromagnética. Lo mismo sucede cuando los electrones de un átomo o ion son excitados a niveles superiores de energía, debido al incremento de temperatura producido por choques de gases (como sucede en regiones de formación estelar, supernovas y algunas nebulosas planetarias). Tanto en el caso de la radiación originada por fotoionización, como la origi-nada por gas chocado, el espectro observado no es como el de un cuerpo negro, sino que está formado esencialmente por líneas de emisión; es decir, en determinados valores de la energía aparece un aumento en la intensidad, mientras que en el resto del espectro no se ve nada. Al igual que el caso de las líneas de absorción, las líneas de emisión nos indican qué elementos se encuentran presentes en un gas, cuál es su proporción y qué condiciones de densidad y temperatura dominan en el medio. En medios más fríos que los diez mil grados que tiene una región fotoionizada, se pueden tener las condiciones para que los átomos formen moléculas. Hasta ahora se conocen más de 140 moléculas detectadas fuera de la Tierra, tanto dentro del Sistema Solar como fuera de él, principalmente en las llamadas nubes moleculares, que son lugares en donde se forman estrellas. Las moléculas son arreglos tridimensionales de átomos, y su geometría queda determinada por el número y el tipo de átomos enlazados. La forma de una molécula le permite que en algunos casos sus átomos puedan tener varios modos, en los cuales puede vibrar ¡tal como si sus enlaces fueran resortes!, y también distintos ejes de simetría sobre los que puede rotar.
RADIACIÓN INFRARROJA O RADIOFRECUENCIAS
El paso de un modo de vibración a otro, o de un eje de rotación a otro, conlleva una diferencia de energía. Si una molécula es excitada hacia uno de estos modos y luego regresa a su modo original, puede emitir ra- diación infrarroja o en radiofrecuencias. En ambos casos, se trata de un tipo de luz invisible para el ojo humano, pero detectable gracias a los telescopios infrarrojos y a los radiotelescopios. Con estos instrumen-tos se han detectado decenas de moléculas, las cuales incluyen agua, monóxido de carbono, ácido fórmico, alcohol etílico, metano, cianógeno y ¡hasta azúcares como el glicoaldehído! Contrariamente a lo que pudiera pensarse, la formación de moléculas orgánicas en el Universo parece ser algo común. Ésta es una de las evidencias más fuertes en apoyo a la factibilidad de que exista vida en otras partes del Universo.
VIDA EN LA TIERRA Y FUERA DE ELLA
La Astrobiología es una ciencia interdisciplinaria que aborda la problemática sobre el origen, evolución, distribución y destino de la vida en la Tierra y fuera de ella. Una de sus estrategias de estudio implica la búsqueda de aminoácidos o proteínas en nubes interestelares, cometas, meteoritos, etcétera. Por otra parte, la presencia de gases orgánicos en otros planetas, que en la Tierra están relacionados directamente con la presencia de la vida, obliga a los astrobiólogos a investigar cuidadosamente su origen.
COMENTARIOS FINALES
A manera de conclusiones quisiera dejarte estos comentarios para motivar tu reflexión:
Prácticamente TODOS los átomos de los elementos químicos más pesados que el helio se forman como producto de la evolución de las estrellas. Los átomos de nuestro cuerpo y los de todo lo que nos rodea alguna vez formaron parte de una estrella.
La composición elemental de estrellas, nebulosas, galaxias, etcétera, se puede conocer a través de la ra-diación electromagnética proveniente de ellas, ya sea observando la luz visible o incluso detectando radia-ciones invisibles al ojo humano.
El enriquecimiento químico del Universo es un proceso irreversible. Conforme las estrellas llegan a su fin, su material enriquecido químicamente es arrojado hacia el medio interestelar. Esto ha permitido el surgimiento de la vida en la Tierra y la tremenda variedad de materiales en ella. La misma química reina en el todo del Universo.
