La alquimia de las estrellas

El sueño de los alquimistas, la transmutación de los elementos, a la que dedicaron tanto tiempo y esfuerzo durante la Edad Media, en realidad venía ocurriendo en el cielo todo el tiempo y desde hace miles de millones de años, ya que este fenómeno es parte del ciclo vital de las estrellas. A partir de la confección de la tabla periódica de los elementos, el descubrimiento del electrón y de otras partículas elementales , y el surgimiento de la física atómica a principios del siglo XX, la explicación de las propiedades químicas de los elementos se hizo relativamente sencilla, pero faltaba explicar la distribución de las masas atómicas, que no guardaba ninguna relación aparente con la de los números atómicos.Un primer paso en este sentido fue el descubrimiento del neutrón, partícula sin carga eléctrica y con una masa similar a la del protón, realizado en 1932 por el físico inglés James Chadwick. Otro de los que por ese entonces sospechaban de la existencia del neutrón, el físico alemán Hans Bethe, sugirió estudiar las estrellas para entender el origen de los elementos.Un detalle importante para entender la síntesis de los elementos es que las reacciones que ocurren en las estrellas son reacciones nucleares, esto es, que involucran la estructura íntima del núcleo. Estas se diferencian de las reacciones químicas en que son controladas por las llamadas fuerzas nucleares en vez de por la fuerza electromagnética. La principal reacción nuclear que ocurre en las estrellas es la que transforma hidrógeno en helio, conocida como fusión del hidrógeno. La presencia de estos elementos químicos en la superficie de las estrellas se pone de manifiesto mediante una técnica denominada espectroscopía.Fue allá por 1942 que el físico ruso-ucraniano, nacionalizado estadounidense, George Gamow propuso que la explicación de la teoría de la Gran Explosión sobre el origen del universo, y por ende, de los elementos químicos, se basaba en cadenas o series de reacciones nucleares. Esta teoría, también conocida por su expresión inglesa Big Bang, había sido propuesta inicialmente por el sacerdote belga Georges Lemaître, en 1927.En 1948, Gamow, Ralph Alpher y Bethe presentaron una primera hipótesis sobre el origen de los elementos y las reacciones nucleares que ocurrieron en los minutos inmediatamente posteriores al Big Bang, en el proceso conocido como nucleosíntesis.Del debate e intercambio científico subsiguiente se llegó a la conclusión de que la nucleosíntesis del Big Bang requería un comienzo muy caliente, el que, según los cálculos de Alpher y Robert Hermann, tendría que haber dejado –a pesar del enfriamiento posterior debido a la expansión del universo– un rastro en forma de radiación de microondas, cuya temperatura sería de unos 5 kelvin (268 grados centígrados bajo cero). A esta radiación se la conoce como Radiación Cósmica de Fondo.En 1957 el astrofísico inglés Fred Hoyle, junto con William Fowler y otros, demostraron que, bajo supuestos muy diferentes que los que se utilizaron en la década de 1930, casi todos los elementos más pesados que el helio podían ser sintetizados en las estrellas. Esta teoría reunía, además, la experiencia recogida en los años precedentes en cuanto a reacciones nucleares.Esto último llevó al austríaco nacionalizado inglés Hermann Bondi a formular, cerca de 1960, la teoría del estado estacionario que describía la situación posterior al Big Bang. Dicha teoría supone la creación continua de materia a medida que el universo se expande, es decir, nunca hubo principio ni final. Sin embargo, el descubrimiento, en 1965, de la radiación cósmica de fondo por los estadounidenses Arno Penzias y Robert Wilson dio mayor impulso a la teoría de la Gran Explosión.Volviendo al origen de los elemen-tos, los núcleos atómicos provienen de cuatro tipos de reacciones: captura, decaimiento, fusión y fisión. En la captura un núcleo es impactado por un protón, un neutrón o bien una partícula alfa (núcleo de helio).En el decaimiento, en cambio, un núcleo se transforma en otro emitiendo partículas (protones, elec-rones, neutrones, positrones, neu-trinos o antineutrinos) o radiación. De acuerdo con esto, si un núcleo captura un neutrón continúa siendo el mismo elemento químico pero con mayor masa atómica. En cambio, si captura un protón, pasa a ser un nuevo elemento. Cualquiera sea la reacción, si la misma no diera lugar a un núcleo que cumpla con ciertas condiciones de estabilidad, éste decaería en otro más estable.La fusión implica que dos núcleos (no ya un núcleo y una partícula) se unen para formar un tercero más pesado, y la fisión es la fragmentación de un núcleo pesado en otros dos más livianos, no necesariamente iguales. Así, la gama de posibilidades resulta enorme, aunque algunas reacciones son más factibles que otras, dependiendo de las condiciones del caso. Las reacciones de fusión y captura que dan lugar a los elementos más livianos (carbono, oxígeno, magnesio) ocurren todo el tiempo en el interior de estrellas jóvenes como el Sol, donde las altas presiones y temperaturas les son favorables. Los elementos más pesados ocupan sólo una porción minoritaria del total de las reacciones y adquieren importancia relativa solamente cuando se agota el hidrógeno en el interior de la estrella y ésta comienza a fusionar el de su parte exterior. Esta situación se percibe desde fuera por un cambio de color en la estrella y un aumento en su tamaño: pasa a ser una gigante roja. Cuando el Sol alcance su fase de gigante roja crecerá hasta alcanzar la órbita de la Tierra, pero a no preocuparse: todavía faltan unos cuantos millones de años para que eso ocurra.Mientras tanto, en el interior de la gigante roja se consume helio y se produce carbono. Esto dura poco tiempo y finalmente la estrella se contrae hasta convertirse en lo que se conoce como una enana blanca, que mide tan solo una pequeña fracción del tamaño original.Si la estrella fuera más grande (un 40 a 50 por ciento mayor que el Sol) las reacciones nucleares continúan y el carbono y el helio se fusionan hasta producir oxígeno, y la cadena de reacciones continúa hasta que se forma hierro. Dado que el núcleo atómico de hierro es sumamente estable, se detienen las reacciones de fusión. El núcleo de la estrella se contrae y los protones y neutrones son expelidos junto con las capas exteriores de la estrella, en lo que se conoce como explosión supernova.Por su brevedad y violencia, dicho estallido genera una onda de choque de tal magnitud que da lugar a la formación de los elementos más pesados, hasta el uranio inclusive. Estos elementos se mezclarán con las nubes de polvo cósmico y gas de las cuales, eventualmente se formarán nuevas estrellas y planetas. Nuestra estrella se contraerá a un diámetro mucho menor aún que el de una enana blanca, formando lo que se conoce como una estrella de neutrones. Estas, en su etapa inicial, eyectan partículas cargadas, lo que da lugar a intensos campos magnéticos que son percibidos desde la Tierra como señales que varían rápidamente y en forma muy regular, como si fuera un faro en el espacio. Es por ello que a dichas estrellas se las conoce como pulsares.Si la estrella resultara aún más grande, lo que seguiría a la supernova sería todavía más concentrado, lo que se conoce como un agujero negro.Sin cesar, en algún lugar del infinito universo, la alquimia continúa.