En la entrada anterior hicimos una parada en el camino para observar y reflexionar sobre el marco general al que habíamos llegado tras unos 3.000 millones de años de vida del Universo. Esta serie comenzó en la era de la radiación, luego pasó a la era del dominio de la materia y, una vez situada en el momento de estos 3.000 millones de años, pronosticó un futuro reinado de la energía oscura. Habían nacido las primeras estructuras observables del Universo: agujeros negros, cúmulos de gases, galaxias y estrellas de lo más variopintas. Entre todas ellas escogimos a las galaxias como elemento bisagra entre lo grande y lo pequeño, vimos cómo eran y además sabemos que las primeras estaban formadas solamente por escasamente un par de tipo de átomos. Y nos preguntamos más.
Repito lo que fue el final de la entrada: “…es evidente que a nuestro alrededor hay algo más, vemos cosas de lo más diversas, desde conchas de moluscos hechas de calcio a centrales eléctricas consumidoras de uranio, o clavos de ferroníquel. ¿De dónde ha salido esta variedad, todos los elementos químicos que vemos a día de hoy?“ Sin embargo, hasta ahora sólo hemos visto que el Universo, durante la nucleosíntesis, había dado a luz a mucho hidrógeno, menos helio y pizcas de litio… ¿cómo entraron en escena el resto de elementos, calcio, uranio, hierro o níquel? Hacía mucho tiempo que unos niveles altos y precisos de energía habían favorecido el inicio de la nucleosíntesis. Pero a medida que el universo se iba expandiendo llegó un momento en que se enfrió tanto que ya no tuvo capacidad para formar núcleos más pesados. Luego la energía debe ser la explicación de todo… grandes cantidades de energía para poder coaligar hasta, por ejemplo, 244 protones y neutrones, que es lo que tiene el núcleo del plutonio-244, el último elemento natural de la tabla periódica de Mendeléyiev.
Sobre el profundo y casi mareante fondo del Universo, el ballet cósmico de las galaxias NGC 4038 y 4039, más conocidas como Galaxias Antena, observadas a la izquierda en colores ópticos y combinando en la derecha las imágenes ópticas con los datos de la emisión a 21 cm del hidrógeno atómico, que deja al descubierto en azul las largas líneas de estrellas, gas y polvo que son resultado del proceso de fusión entre ellas y que recuerdan las antenas de un insecto (Imagen: imagen óptica: Robert Gendler; imagen radio: John Hibbard, NRAO/AUI/NSF; combinación multi-frecuencia: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQU); fair use)
En el Cosmos tenemos dos fábricas de energía que cumplen estos requisitos. La primera la encontramos en las estrellas, durante su ciclo de vida ordinaria, en cuyos hornos nucleares pueden sintetizar hasta el elemento 56, el hierro. Más allá de él tenemos que acudir a la segunda fábrica disponible, como son las supernovas, durante cuyas explosiones se disipa una energía equivalente a la de cientos de miles de estrellas como nuestro Sol.[1] Hoy vemos a todos estos elementos químicos, pero durante la época de la reionización[2] había muy poquitos y recién estrenados. Las causantes fueron las primeras estrellas, de las que ya hemos hablado en entradas anteriores, que son las que en sus procesos de fusión empezaron a crear elementos más allá del litio. Al morir las más grandes y masivas de esas estrellas como supernovas, dispersaron sus gases formados por los elementos primigenios -hidrógeno, helio y litio- y los nuevos elementos que habían sintetizado en el interior de ellas a lo largo de sus vidas. A estas estrellas primerizas se les llama de población III. Las de nuestra época -aunque en este caso “época” abarca una gran parte de la vida del universo- son las de población I, encontrándose entre ambas, lógicamente, las de la población II.
Las estrellas de Población III debieron ser estrellas muy, muy masivas (varios cientos de veces más masivas que el Sol), y calientes, sin metales. A efectos astronómicos, todos los elementos que van detrás del hidrógeno, helio y litio se les llama “metales”, aunque químicamente muchos no lo sean. Pero a todos se les conceptúa como metales, de forma que, según veamos en una estrella una mayor o menor cantidad de ellos, diremos que tiene más o menos metalicidad. Como ejemplo diré que nuestra estrella, el Sol, está catalogada como de una metalicidad alta, aunque sus cantidades absolutas de “metales” sean muy pequeñas comparadas con la cantidad total de hidrógeno y helio: un 1,34 %. Pues bien, la existencia de las estrellas de población III nos va a dar solución a la necesidad teórica de una fábrica de elementos más pesados que el litio. Son una necesidad para nuestra comprensión del universo, pero… no hemos detectado ni una. Lo cual hasta cierto punto resulta lógico, pues ya sabemos que fueron muy efímeras por lo que deben estar escondidas en corrimientos al rojo muy grandes. Y las que puedan quedar de ellas tras millones de años de vida del Universo tuvieron que ser siempre muy pequeñas y estarán escondidas en galaxias o cuásares.
Según la teoría, deberían encontrarse en cúmulos de entre uno y cien pársecs [un pársec mide 3,0857 × 1016 metros] de diámetro, mientras que las nebulosas de gas ionizado por estos cúmulos podrían llegar a tener un tamaño de aproximadamente mil pársecs. Realmente ¿qué es lo que vemos? Algunos ejemplos. El objeto astronómico más lejano conocido es la galaxia GL-z13 cuyas estrellas lucían ya a los 250 millones de años del Big Bang. El cuásar más antiguo detectado se trata de ULAS J1120+0641, situado en un corrimiento al rojo de 7, lo que quiere decir que por lo menos ya enviaba su radiación a los 800 millones de años tras el Big Bang. Estos dos cuerpos cósmicos seguramente eran, o fueron, portadores de estrellas de población III. La estrella más lejana que conocemos, Eärendel, en el campo de la constelación de la Ballena, a 900 millones de años tras el Big Bang, es ya de población II, puesto que en ella se observa cierta metalicidad. El estudio de la galaxia más luminosa conocida, CR7, situada en el campo de la constelación de la Osa Mayor, a 700 millones de años tras el Big Bang, parece asegurar que puede ser una combinación de estrellas de población III y de otras estrellas “normales”. Las primeras determinaron la emisión de rayos ultravioleta de la galaxia -buenas candidatas para cebar la reionización- y empujaron a los gases hacia su periferia formando a su alrededor masas nebulares interestelares; mientras que las segundas serían las que aportarían la mayoría de la masa de la galaxia tal como la observamos hoy. ((El estudio completo sobre la galaxia CR7 -y no es Cristiano Ronaldo, aunque a él a veces lo conceptúan como de galáctico- publicado en The Astrophyscal Journal de 4 de junio de 2015, lo podéis obtener en este enlace.))
La galaxia Cosmos Redshift 7, conocida como CR7. A la izquierda una interpretación artística (Imagen:
ESO/M. Kornmesser, CC BY 4.0) mientras que a la derecha la imagen real, tomada por el telescopio Very Large Telescope de la ESO (Imagen: David Sobral et al., fair use)
Las estrellas primigenias de población III tenían una vida “nuclear” muy rápida… lo que exige estrellas de gran volumen, con unas masas de decenas o centenas de la del Sol. Las estrellas muy masivas sufren un colapso gravitatorio mucho mayor que el de las estrellas más pequeñas. Por eso, para contener su tremenda gravedad, requieren que sus reacciones internas de fusión sean muy potentes -muy energéticas-, lo que hace que se consuman muy rápidamente. Los cien o doscientos primeros millones de años tras la recombinación debieron estar dominados por este tipo de estrellas, quizás con vidas menores a un millón de años. Lo que encaja muy bien con lo que se observa, y es que ya había estrellas con una cierta metalicidad muy pronto tras la recombinación, las estrellas de Población II. Antes de que aparecieran estas últimas en el escenario tuvieron que existir estrellas de población III que generaran en su interior, o a través de sus muertes como supernovas, esta metalicidad que luego recibieron las de la población siguiente.
Posiblemente en estas primeras estrellas se llegaron a sintetizar átomos de carbono y de oxígeno. Y esto es significativo a la hora de entender qué es lo que pasó después de la desintegración de las estrellas de Población III. En las nubes de gases cósmicos el oxígeno tiende a reaccionar con el carbono, dando CO2, y con el hidrógeno dando agua como resultado. Tanto el CO2 como el H2O son moléculas que, al calentarse y relajarse durante los procesos de compactación para formar nuevas estrellas, irradian fotones en la frecuencia del infrarrojo, enfriando la nebulosa de gases. Ya sabemos que esos procesos refrigeradores favorecen la acción de la contrapresión gravitatoria de la masa que se compacta, que deberá luchar contra una menor presión de radiación interna. Por lo que las estrellas con oxígeno y carbono lo podían conseguir con un menor volumen. La consecuencia fue que las estrellas de población II que se generaron fueron de menor tamaño y, en consecuencia, con unos procesos internos de fusión muy lentos. Así que estas pequeñas estrellas aún las podemos observar hoy en día, incluso en nuestra Vía Láctea.
También se generaron estrellas masivas, de entre ocho y diez veces la masa del Sol, que iban a durar decenas de millones de años y con la masa adecuada como para generar en su interior nuevos elementos, hasta el Hierro 56. Durante mucho tiempo se pensaba que todas las estrellas de población II tuvieron que ser de baja metalicidad, pero actualmente se sabe que esto no es cierto. Las estrellas de población II del halo estelar galáctico son efectivamente de baja metalicidad, pero las estrellas de población II del bulbo tienen metalicidades relativamente altas, parecidas a la de algunas estrellas de población I como el Sol. Y es que realmente estas estrellas de población II son las que alimentaron con una elevada metalicidad a la siguiente generación de estrellas.
Algunas de ellas pudieron tener el tamaño necesario como para morir como una gigante roja produciendo en el proceso la diseminación de sus gases, o bien hacerlo de forma más explosiva como una supernova. Hoy en día estos procesos explosivos son muy comunes en estrellas con masas varias veces superiores a las del Sol: las supernovas del tipo II. A partir de su muerte espectacular, ya que explotan como una gran bomba, se crearon unas ondas de temperatura y energía que se expandieron a grandísimas distancias alrededor de un pequeño cuerpo residual. La energía era de tal calibre como para iniciar, tanto en los gases producto de la explosión como en la materia intergaláctica que encontraban a su paso, una nueva cadena de fusiones atómicas a partir de los elementos pesados que se habían ido generando a lo largo de los millones de años en sus núcleos. El resultado de estas transformaciones apocalípticas fue la generación del resto de elementos que conocemos. De ahí surge la certeza de que las estrellas de población II fueron imprescindibles para generar los sistemas planetarios de las siguientes estrellas, puesto que en ellos una buena parte de los planetas interiores son de tipo rocoso, en cuya composición abundan los elementos pesados: hierro, calcio, silicio, carbono, oxígeno, aluminio…
Nebulosa del Cangrejo, residuos de la explosión de una supernova. En su centro quedaron los restos compactos -una estrella de neutrones- en forma de un púlsar. Mientras que en los lejanos alrededores es evidente lo que pasó con los gases que eran el cuerpo de la estrella primera (Wikimedia: NASA, ESA, J. Hester y A. Loll (Arizona State University), dominio público)
En febrero de 2014 se notificó el descubrimiento de lo que puede ser la más antigua estrella observada de este tipo de Población, la II. Se trata de SM0313, una estrella de la Vía Láctea a una distancia de 6.000 años luz del sistema solar y con una antigüedad que algunos aventuran en 13.600 millones de años (¡!). Es muy claro que posee metalicidad de bajo rango que a todas luces queda patente al estudiar su espectro: contiene trazas de carbono, magnesio y calcio. E incluso hierro, en cantidades mínimas -siete ordenes de magnitud del que posee el Sol-, que es lo que ha permitido situarla en el tiempo como una estrella de Población II.[3]
Hasta ahora hemos hablado de las estrellas de los dos primeros tipos de poblaciones, la III y las II. La entrada se va ya haciendo larga y merece la pena hacer un alto antes de continuar el camino con las estrellas hermanas de nuestro Sol, las que forman el conjunto Población I. En la siguiente retomaremos la “fiesta” de las estrellas, en donde hablaremos de las estrellas de esta última población y de los sistemas planetarios.
- Para saber más sobre estas fantásticas fábricas de los elementos químicos recomiendo vivamente la amena lectura de la serie “La vida privada de las estrellas”, publicada en nuestro blog hermano El Tamiz. [↩]
- A la reionización le dedicamos una entrada específica, la número 24 de la serie, en donde podéis refrescar el tema. [↩]
- Éste es el enlace a la revista Nature en donde se publicó este hallazgo en febrero de 2014. [↩]
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{ 6 } Comentarios
Neil degrasse en una de sus ultimas entrevistas a Hawking “La condición límite del universo es… que no tiene límite”. En otras palabras, no había tiempo antes de que comenzase el tiempo, ya que este siempre estuvo allí. Simplemente era diferente. En medio de la espuma cuántica casi infinitamente diminuta de la singularidad antes del Big Bang, el tiempo existía en un estado “plegado”. El tiempo se encontraba distorsionado a lo largo de otra dimensión, siempre acercándose fraccionalmente a la nada, pero sin llegar nunca a ella. De modo que nunca hubo un Big Bang que crease algo a partir de la nada. Simplemente parece eso desde el punto de vista de nuestra perspectiva”…. Ya me parecía que éste genio finalmente se atreviera a reconocer que es muy difícil que algo surja así sin más de la nada . Al final la cordura se impone . Grande genio
Hola Galo, completamente de acuerdo con la genialidad de Hawking ¡Cuántas nuevas enseñanzas nos perderemos por causa de su desaparición! Me queda la esperanza de que otros cojan su testigo.
Yo juraba que el uranio era el último elemento estable en la naturaleza . Nunca se termina de aprender , gracias Jreguart por desasnarnos y compartir tan valiosa información sobre los orígenes de todo lo que vemos a nuestro alrededor.
Me queda una duda : ¿la forma que describes como se forman los elementos pesados es la única conocida , o existen otras también ?
Hola Eloy,
el Plutonio 244 es un elemento radiactivo, aunque con sus 80 millones de años de periodo de semidesintegración casi podríamos llamarle estable. Pero en la entrada le pongo la matrícula de elemento “natural” que quiere decir que se ha encontrado en la naturaleza. Eso si… con escasa abundancia. Se supone que en toda la Tierra hay tan sólo 9 gramos. Y como se dice en la Wiki, “Debido a que 244Pu no puede producirse fácilmente mediante la captura neutrónica natural, su presencia no puede explicarse de manera plausible por ningún otro medio que la creación por nucleosíntesis de proceso R en supernovas“.
En este enlace encuentras un curiosa tabla periódica de Mendeleiev en donde se marcan con colores los elementos según su procedencia [https://es.wikipedia.org/wiki/Proceso_R]
Hola Baran,
se habla de elementos generados en los procesos de fusión de las estrellas y de elementos que exigen mayores energías para su formación. Por regla general esto último se suele atribuir a la explosión de supernovas, pero hay más posibilidades de origen “estelar” como las estrellas de neutrones. Te recomiendo veas la tabla periódica que sugiero a Eloy en el comentario anterior y leas este artículo que se explaya un poco más [http://blog.sdss.org/2017/01/09/origin-of-the-elements-in-the-solar-system/]
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