Diferentes tipos de fisión
Cuando algunos protones y neutrones se unan por fusión, la inestabilidad puede librar una parte de la energía de la fuerza nuclear fuerte. Por otro lado, cuando un núcleo se vuelve demasiado grande también se vuelve inestable. Como ejemplo de fisión, uranio, el elemento natural más pesado, puede emitir un núcleo de helio. Eso reduce el número de protones en el núcleo de uranio a 90, que es una forma inestable de torio. El torio también se descompone en elementos más ligeros.
Los núcleos grandes tienen varias formas de romperse. Hemos discutido la emisión de un electrón, que convierte un neutrón en un protón. Arriba acabamos de mencionar la emisión de un núcleo de helio. Otra forma de romper un núcleo se llama captura de electrones. Normalmente, una nube de electrones rodea un núcleo. Los electrones forman capas o caparazones. Un núcleo de uranio puede capturar uno de los electrones de la capa de electrones más interna. El electrón capturado se combina con un protón para formar un neutrón. Eso convierte el uranio en protactinio, un elemento inestable que tiene un núcleo con 91 protones.
Eventualmente, a través de varias series de núcleos inestables y varios tipos de emisiones o capturas, el uranio se desintegra en plomo. El plomo tiene 82 protones y 126 neutrones en su forma más abundante. Esta forma de plomo es estable. Muchos alquimistas han deseado que no fuera estable. Si el plomo perdiera tres protones más y ocho neutrones más, se convertiría en oro.
Hacer el resto de los elementos
Nuestro Sol es una estrella, pero no es el tipo de estrella más antiguo. Los tres elementos de menor peso, a saber, hidrógeno, helio y litio, fueron los únicos elementos disponibles para formar las primeras estrellas. Tres elementos fueron más que suficientes para servir de combustible a las primeras estrellas. La combustión estelar puede comenzar con hidrógeno puro. Las primeras estrellas ardían de color blanco azulado. Eran muy calientes y producían más luz ultravioleta que luz visible. Esto se debe a que tuvieron que alcanzar una temperatura muy alta a través del colapso gravitatorio antes de que pudieran encender el hidrógeno. En lo profundo de sus interiores los tres elementos estaban bajo alta presión, bañados en luz y calor.
Al comienzo del universo, el calor y la presión suficientes para las reacciones nucleares duraban unos tres minutos, pero más tarde, en el interior estelar el calor y la presión duraban millones o miles de millones de años. Durante todo este tiempo los núcleos estuvieron chocando. De vez en cuando se pegaban unos a otros. Los 88 elementos restantes tuvieron tiempo de formarse como grupos de los más ligeros.
Se formaron núcleos de carbono, con seis protones y seis neutrones en cada uno. Las moléculas complejas de carbono e hidrógeno son la materia prima de toda la vida en la Tierra. Sin oxígeno (8 protones y 8 neutrones) no podríamos respirar. El hierro (26 protones y 30 neutrones) es indispensable para que los glóbulos rojos de la sangre transporten oxígeno a todas las partes de nuestro cuerpo. Los 92 elementos naturales son necesarios para hacer posible nuestra vida. El elemento más pesado, el uranio, es necesario para producir una distribución desigual del calor en el centro de la Tierra. El calor eleva las montañas y los continentes y deja otros lugares más bajos para ser las cuencas oceánicas.
Todos los elementos “hirvieron a fuego lento” lentamente, a temperaturas de millones de grados, en los centros de estrellas masivas, mientras las estrellas quemaban su combustible, el hidrógeno. Cuando los núcleos estaban completamente cocidos, permanecían en el fondo de los calderos a alta temperatura y presión. ¿Cómo podrían salir los elementos y formar un planeta habitable? Las capas exteriores de las estrellas actuaron como tapas de ollas, cubriendo la sopa nuclear. Algo tenía que servir la sopa en porciones individuales que pudieran nutrir y sustentar la vida.
Helio ardiente y elementos más pesados
Cuando una estrella ha quemado gran parte de su hidrógeno en helio, su fuego comienza a apagarse. La combustión disminuida significa que hay menos presión de la luz que se escapa para sostener las capas exteriores de la estrella contra la gravedad. Las capas caen hacia adentro y la temperatura sube. Si la estrella es lo suficientemente masiva, su temperatura interna puede alcanzar los 100 millones de Kelvin. En este punto, el helio comienza a arder. La única forma en que el helio puede arder es que tres átomos de helio choquen entre sí con una diferencia de 100 micro-micro-microsegundos entre sí. Tres núcleos de helio que chocan casi simultáneamente forman un núcleo de carbono y un fotón con 1,17 micro-microvatios-segundo de energía. La quema de tres átomos de helio produce suficiente energía para 2,4 millones de fotones de luz roja. La nueva presión de la luz empuja las capas exteriores de la estrella lejos del centro. Cuando una estrella está quemando su helio, su diámetro es mucho mayor que el diámetro que tenía cuando estaba quemando hidrógeno. Esto hace que las capas exteriores se enfríen y se enrojezcan. La estrella se hincha y se convierte en una gigante roja. La temperatura central aumenta, pero la temperatura de las capas externas desciende.
Un ejemplo de gigante roja es Betelgeuse, la estrella del hombro derecho de Orión, el Cazador. Su color rojizo es visible sin binoculares ni telescopio. Si nuestro Sol amarillo comenzara a quemar helio ahora y aumentara hasta el tamaño de Betelgeuse, su superficie alcanzaría la Tierra. Otra gigante roja es Antares. Esta estrella es más grande que la órbita de Marte, que a su vez es más grande que la órbita de la Tierra. ¿Cuándo comenzará nuestro Sol a quemar helio e hincharse, engullendo y quemando la Tierra? No lo ha hecho durante casi 5.000 millones de años, y seguirá comportándose bien durante otros 5.000 millones de años.
Los núcleos se repelen entre sí cada vez con más fuerza por cada protón que tienen. Deben prevalecer temperaturas cada vez más altas para que los elementos más pesados se quemen. Si la masa original de una estrella es igual a la masa de nuestro Sol o hasta un 40 por ciento más, la temperatura central de la estrella nunca alcanzará la temperatura de ignición de los elementos más pesados que el helio. Después de que la estrella queme todo su hidrógeno y helio, brillará como una enana blanca hasta que escape la mayor parte del calor interno, y luego la estrella se desvanecerá. Nuestro Sol parece idealmente adecuado para suministrar energía a la Tierra a largo plazo. Así que, tranquilos.
Una estrella más grande tendrá un final mucho más dramático. Después de que una estrella gigante roja quema la mayor parte de su helio, el fuego central disminuye y la presión de la luz que escapa disminuye, tal como sucedió cuando la estrella había quemado la mayor parte de su hidrógeno. Una vez más, las capas exteriores de la estrella comienzan a caer hacia el centro, produciendo aún más calor y presión en el interior. Hasta que la temperatura central no alcance la temperatura de ignición de los elementos pesados, no habrá más combustión. Pero si la masa original era lo suficientemente grande, todos los elementos pesados comenzarán a arder casi al mismo tiempo. Durante unos días, la conflagración resultante hará que la estrella sea más brillante que 100.000 millones de soles combinados, más brillante que todas las estrellas de una galaxia típica. La estrella se convierte en una supernova. Mucho antes de que todos los elementos restantes se quemen, la presión hace pedazos la estrella. Esto arroja la mayoría de los elementos pesados al espacio como un polvo frío rico en todos los elementos. Puede haber una estrella enano, pequeña y densa, todo lo que queda de la estrella grande original.
Una supernova demasiado cerca de la Tierra sería muy mala para nosotros ahora, pero las supernovas de la segunda mañana fueron buenas para nosotros. Hicieron los elementos pesados necesarios para la vida. Los pasos finales de la nucleosíntesis hicieron explotar las estrellas de la segunda mañana. Sus capas internas volaron al espacio y se enfriaron. Cuando los núcleos pesados se enfriaron lo suficiente, capturaron electrones. Los 92 elementos estaban presentes en las nubes de polvo y cenizas que quedaron de las primeras estrellas. Este polvo tuvo que consolidarse en la corteza de los planetas del tamaño de la Tierra antes de que los elementos pudieran combinarse en la rica variedad de combinaciones necesarias para la vida.
Algunas supernovas explotan en regiones donde muchas estrellas están muy juntas. Los astrofísicos llaman a estas "regiones de formación estelar" porque el polvo de las supernovas puede caer en nuevas estrellas. Si las nuevas estrellas son lo suficientemente masivas, a su vez se convertirán en supernovas y producirán más polvo. Durante todo este proceso, el polvo se baña en luz, ya sea que el polvo se incorpore en el interior de las estrellas o se desplace a la deriva en una región de formación de estrellas cerca de los restos de la supernova que generó el polvo. Cuando parte del polvo y las cenizas finalmente se alejaron de los restos de las supernovas, de las regiones de formación estelar y se esparcieron por los brazos de la Vía Láctea, terminó la segunda mañana y comenzó la tercera tarde.
Muchos pueblos antiguos tenían la idea de que lo complejo podía construirse a partir de combinaciones de elementos simples. Tanto ellos como la gente moderna pensaban que este proceso hacía los elementos. Sin embargo, la realidad los ha obligado a los astrofísicos a aceptar que dos procesos que operaron en diferentes condiciones en dos mañanas de intensa iluminación hicieron los elementos. Hace mucho tiempo la Biblia dijo exactamente eso. ¿No es extraño cómo Moisés gana cada vez?
Cuando algunos protones y neutrones se unan por fusión, la inestabilidad puede librar una parte de la energía de la fuerza nuclear fuerte. Por otro lado, cuando un núcleo se vuelve demasiado grande también se vuelve inestable. Como ejemplo de fisión, uranio, el elemento natural más pesado, puede emitir un núcleo de helio. Eso reduce el número de protones en el núcleo de uranio a 90, que es una forma inestable de torio. El torio también se descompone en elementos más ligeros.
Los núcleos grandes tienen varias formas de romperse. Hemos discutido la emisión de un electrón, que convierte un neutrón en un protón. Arriba acabamos de mencionar la emisión de un núcleo de helio. Otra forma de romper un núcleo se llama captura de electrones. Normalmente, una nube de electrones rodea un núcleo. Los electrones forman capas o caparazones. Un núcleo de uranio puede capturar uno de los electrones de la capa de electrones más interna. El electrón capturado se combina con un protón para formar un neutrón. Eso convierte el uranio en protactinio, un elemento inestable que tiene un núcleo con 91 protones.
Eventualmente, a través de varias series de núcleos inestables y varios tipos de emisiones o capturas, el uranio se desintegra en plomo. El plomo tiene 82 protones y 126 neutrones en su forma más abundante. Esta forma de plomo es estable. Muchos alquimistas han deseado que no fuera estable. Si el plomo perdiera tres protones más y ocho neutrones más, se convertiría en oro.
Hacer el resto de los elementos
Nuestro Sol es una estrella, pero no es el tipo de estrella más antiguo. Los tres elementos de menor peso, a saber, hidrógeno, helio y litio, fueron los únicos elementos disponibles para formar las primeras estrellas. Tres elementos fueron más que suficientes para servir de combustible a las primeras estrellas. La combustión estelar puede comenzar con hidrógeno puro. Las primeras estrellas ardían de color blanco azulado. Eran muy calientes y producían más luz ultravioleta que luz visible. Esto se debe a que tuvieron que alcanzar una temperatura muy alta a través del colapso gravitatorio antes de que pudieran encender el hidrógeno. En lo profundo de sus interiores los tres elementos estaban bajo alta presión, bañados en luz y calor.
Al comienzo del universo, el calor y la presión suficientes para las reacciones nucleares duraban unos tres minutos, pero más tarde, en el interior estelar el calor y la presión duraban millones o miles de millones de años. Durante todo este tiempo los núcleos estuvieron chocando. De vez en cuando se pegaban unos a otros. Los 88 elementos restantes tuvieron tiempo de formarse como grupos de los más ligeros.
Se formaron núcleos de carbono, con seis protones y seis neutrones en cada uno. Las moléculas complejas de carbono e hidrógeno son la materia prima de toda la vida en la Tierra. Sin oxígeno (8 protones y 8 neutrones) no podríamos respirar. El hierro (26 protones y 30 neutrones) es indispensable para que los glóbulos rojos de la sangre transporten oxígeno a todas las partes de nuestro cuerpo. Los 92 elementos naturales son necesarios para hacer posible nuestra vida. El elemento más pesado, el uranio, es necesario para producir una distribución desigual del calor en el centro de la Tierra. El calor eleva las montañas y los continentes y deja otros lugares más bajos para ser las cuencas oceánicas.
Todos los elementos “hirvieron a fuego lento” lentamente, a temperaturas de millones de grados, en los centros de estrellas masivas, mientras las estrellas quemaban su combustible, el hidrógeno. Cuando los núcleos estaban completamente cocidos, permanecían en el fondo de los calderos a alta temperatura y presión. ¿Cómo podrían salir los elementos y formar un planeta habitable? Las capas exteriores de las estrellas actuaron como tapas de ollas, cubriendo la sopa nuclear. Algo tenía que servir la sopa en porciones individuales que pudieran nutrir y sustentar la vida.
Helio ardiente y elementos más pesados
Cuando una estrella ha quemado gran parte de su hidrógeno en helio, su fuego comienza a apagarse. La combustión disminuida significa que hay menos presión de la luz que se escapa para sostener las capas exteriores de la estrella contra la gravedad. Las capas caen hacia adentro y la temperatura sube. Si la estrella es lo suficientemente masiva, su temperatura interna puede alcanzar los 100 millones de Kelvin. En este punto, el helio comienza a arder. La única forma en que el helio puede arder es que tres átomos de helio choquen entre sí con una diferencia de 100 micro-micro-microsegundos entre sí. Tres núcleos de helio que chocan casi simultáneamente forman un núcleo de carbono y un fotón con 1,17 micro-microvatios-segundo de energía. La quema de tres átomos de helio produce suficiente energía para 2,4 millones de fotones de luz roja. La nueva presión de la luz empuja las capas exteriores de la estrella lejos del centro. Cuando una estrella está quemando su helio, su diámetro es mucho mayor que el diámetro que tenía cuando estaba quemando hidrógeno. Esto hace que las capas exteriores se enfríen y se enrojezcan. La estrella se hincha y se convierte en una gigante roja. La temperatura central aumenta, pero la temperatura de las capas externas desciende.
Un ejemplo de gigante roja es Betelgeuse, la estrella del hombro derecho de Orión, el Cazador. Su color rojizo es visible sin binoculares ni telescopio. Si nuestro Sol amarillo comenzara a quemar helio ahora y aumentara hasta el tamaño de Betelgeuse, su superficie alcanzaría la Tierra. Otra gigante roja es Antares. Esta estrella es más grande que la órbita de Marte, que a su vez es más grande que la órbita de la Tierra. ¿Cuándo comenzará nuestro Sol a quemar helio e hincharse, engullendo y quemando la Tierra? No lo ha hecho durante casi 5.000 millones de años, y seguirá comportándose bien durante otros 5.000 millones de años.
Los núcleos se repelen entre sí cada vez con más fuerza por cada protón que tienen. Deben prevalecer temperaturas cada vez más altas para que los elementos más pesados se quemen. Si la masa original de una estrella es igual a la masa de nuestro Sol o hasta un 40 por ciento más, la temperatura central de la estrella nunca alcanzará la temperatura de ignición de los elementos más pesados que el helio. Después de que la estrella queme todo su hidrógeno y helio, brillará como una enana blanca hasta que escape la mayor parte del calor interno, y luego la estrella se desvanecerá. Nuestro Sol parece idealmente adecuado para suministrar energía a la Tierra a largo plazo. Así que, tranquilos.
Una estrella más grande tendrá un final mucho más dramático. Después de que una estrella gigante roja quema la mayor parte de su helio, el fuego central disminuye y la presión de la luz que escapa disminuye, tal como sucedió cuando la estrella había quemado la mayor parte de su hidrógeno. Una vez más, las capas exteriores de la estrella comienzan a caer hacia el centro, produciendo aún más calor y presión en el interior. Hasta que la temperatura central no alcance la temperatura de ignición de los elementos pesados, no habrá más combustión. Pero si la masa original era lo suficientemente grande, todos los elementos pesados comenzarán a arder casi al mismo tiempo. Durante unos días, la conflagración resultante hará que la estrella sea más brillante que 100.000 millones de soles combinados, más brillante que todas las estrellas de una galaxia típica. La estrella se convierte en una supernova. Mucho antes de que todos los elementos restantes se quemen, la presión hace pedazos la estrella. Esto arroja la mayoría de los elementos pesados al espacio como un polvo frío rico en todos los elementos. Puede haber una estrella enano, pequeña y densa, todo lo que queda de la estrella grande original.
Una supernova demasiado cerca de la Tierra sería muy mala para nosotros ahora, pero las supernovas de la segunda mañana fueron buenas para nosotros. Hicieron los elementos pesados necesarios para la vida. Los pasos finales de la nucleosíntesis hicieron explotar las estrellas de la segunda mañana. Sus capas internas volaron al espacio y se enfriaron. Cuando los núcleos pesados se enfriaron lo suficiente, capturaron electrones. Los 92 elementos estaban presentes en las nubes de polvo y cenizas que quedaron de las primeras estrellas. Este polvo tuvo que consolidarse en la corteza de los planetas del tamaño de la Tierra antes de que los elementos pudieran combinarse en la rica variedad de combinaciones necesarias para la vida.
Algunas supernovas explotan en regiones donde muchas estrellas están muy juntas. Los astrofísicos llaman a estas "regiones de formación estelar" porque el polvo de las supernovas puede caer en nuevas estrellas. Si las nuevas estrellas son lo suficientemente masivas, a su vez se convertirán en supernovas y producirán más polvo. Durante todo este proceso, el polvo se baña en luz, ya sea que el polvo se incorpore en el interior de las estrellas o se desplace a la deriva en una región de formación de estrellas cerca de los restos de la supernova que generó el polvo. Cuando parte del polvo y las cenizas finalmente se alejaron de los restos de las supernovas, de las regiones de formación estelar y se esparcieron por los brazos de la Vía Láctea, terminó la segunda mañana y comenzó la tercera tarde.
Muchos pueblos antiguos tenían la idea de que lo complejo podía construirse a partir de combinaciones de elementos simples. Tanto ellos como la gente moderna pensaban que este proceso hacía los elementos. Sin embargo, la realidad los ha obligado a los astrofísicos a aceptar que dos procesos que operaron en diferentes condiciones en dos mañanas de intensa iluminación hicieron los elementos. Hace mucho tiempo la Biblia dijo exactamente eso. ¿No es extraño cómo Moisés gana cada vez?