Hola, mi nombre es Antonio y te doy la bienvenida a Cadmium, curso de apoyo docente con material interactivo. En este video vamos a ver el origen de los elementos químicos a través de la historia del universo. Acompáñame.
Todo empieza aquí, en el origen del universo, en un punto en el que no había absolutamente nada. En el tiempo cero, hace más o menos 13.500... millones de años, de pronto se formó una mota de luz.
Todo el universo se encontró en una región de inmensa densidad. Para darnos cuenta, este espacio tenía un diámetro de 10 a la menos 35 metros, una temperatura por encima de 10 a la 32 Kelvin y una densidad tan inmensa como 10 a la 96 gramos por centímetro cúbico. En este punto, Como te podrás imaginar, las leyes de la física no se aplican, por lo que no podemos extraer ninguna información.
A este momento se le conoce como la época de Planck, más o menos a 10 a la menos 43 segundos del inicio del todo. Una fracción de segundo después vino la gran expansión. A 10 a la menos 36 segundos, el universo ya se expandió 100 millones de veces.
Esta gran expansión también se conoce como el Big Bang o Gran Explosión, aunque de explosión no tiene nada. La temperatura disminuyó drásticamente a 10 a la 28 Kelvin. Esto sigue siendo muy caliente.
Y en este momento, en el universo hay un caldo de partículas subatómicas que son básicamente gluones y quarks. El universo se sigue expandiendo, creció hasta 10 a la 26 veces su tamaño y la temperatura disminuye drásticamente. Pasamos de 10 a la 28 a más o menos 10 a la 22 Kelvin. Todo esto en una fracción de segundo.
Cuando llegamos al primer segundo de la vida del universo, la temperatura ya disminuyó a 10 a la 10 Kelvin. En este punto, Aparecen neutrones, protones, electrones, neutrinos, antineutrinos y fotones. Como puedes ver, se encuentran presentes las partículas subatómicas que conforman a los núcleos. Sin embargo, en estas condiciones de temperatura, las partículas no pueden interactuar entre sí y no se pueden formar núcleos estables.
Lo que sucede es que estas partículas se encuentran en equilibrio, reconvirtiéndose. unas en otras constantemente. Por ejemplo, los neutrones, que son inestables, decaen espontáneamente formando protones, electrones y antineutrinos. Un electrón y un protón pueden interactuar para formar un neutrón y un neutrino. De igual forma, un neutrón y un electrón pueden formar un protón y un antineutrino.
Por lo que estas reacciones siguen ocurriendo y tenemos un equilibrio. Estas son las partículas presentes. Cuando llegamos a los 10 primeros segundos de la vida del universo, la temperatura desciende un poco más, a 10 a la 9 Kelvin. Y en este punto, protones y neutrones se fusionan para dar origen a los primeros núcleos de deuterio.
La fusión de dos núcleos de deuterio da como resultado un núcleo de tritio y un protón, o un núcleo de helio, tres, y un neutrón. La fusión de estos núcleos permitió entonces generar núcleos más pesados. Asimismo, el núcleo de tritio y un protón pueden formar un núcleo de helio cuatro y un fotón, y el núcleo de helio tres más un neutrón forma también un núcleo de helio cuatro y un fotón.
Un núcleo de helio 4 y un núcleo de helio 3 pueden formar un núcleo de berilio 7, que al interactuar con un electrón da origen a un núcleo de litio 7 y un neutrino. En el recuadro te pongo las ecuaciones de las reacciones nucleares para que te des una idea de cómo se llevan a cabo estos procesos. De esta forma, a los 10 segundos de la vida del universo, prácticamente hemos terminado la nucleosíntesis primigenia. Aquí te pongo un resumen de las ecuaciones de las reacciones nucleares que se llevan a cabo.
Es importante notar que casi todo el litio 7 en el universo, que es muy poquito, se generó en esta última reacción, a partir del veridio 7. Los núcleos con masa 5 y 8, al ser inestables, ya no se formaron en esta etapa. 20 minutos después, cuando la temperatura disminuye a 10 a la 8 Kelvin, la repulsión de los núcleos empezó a ser mayor que la energía térmica liberada en las reacciones nucleares, y entonces ya no se formaron núcleos más pesados. Para resumir, hasta este punto, 99% del universo está conformado de hidrógeno y helio.
Además, hay unas trazas de litio 7, deuterio y tritio. Todo esto en un plasma con electrones y fotones. Recuerda que hasta este punto se trata de núcleos y no de átomos neutros. Así es como termina la síntesis nuclear primigenia.
Hoy en día la composición del universo ha cambiado un poco, pero no tanto. 98% del universo sigue siendo hidrógeno y helio. En este punto el universo es un plasma muy caliente en el cual hay núcleos y electrones. Hagamos un pequeño paréntesis para analizar un efecto físico, la radiación de cuerpo negro. Cuando la materia está caliente, emite radiación electromagnética.
Lo mismo ocurre al calentar una bombilla, que es un filamento de tungsteno calentado por una resistencia, o al forjar metales, donde observamos que al calentarlo pasa a tener una coloración roja, amarilla e incluso blanca. Así también funcionan los termómetros infrarrojos. que detectan la temperatura que emite nuestro cuerpo en la región del espectro del infrarrojo. Esta emisión depende de la temperatura. Lo mismo le ocurre al plasma caliente que es el universo.
Emite radiación de cuerpo negro, por lo que hay presencia de fotones. Sin embargo, los fotones interactúan fuertemente con las partículas cargadas, en este caso con los electrones, y no pueden atravesar el plasma. Son constantemente absorbidos y dispersados.
El universo en este punto es opaco. Hay que esperar entonces más o menos 400.000 años a que la temperatura disminuya por debajo de los 10.000 Kelvin. Ahora nos encontramos en un plasma no tan caliente, y al bajar la temperatura, los electrones y los núcleos pueden formar los primeros átomos. Como consecuencia de ello, los átomos neutros ya no absorben a los fotones. Estos pueden moverse libremente a través del plasma, y por ende, se hizo la luz.
Este fenómeno se conoce como desacoplamiento. La radiación que se liberó súbitamente llenó todo el universo, e incluso hoy la remanencia de ese instante sigue siendo observable. A partir de aquí hay que esperar más o menos 100 millones de años.
El universo continuó expandiéndose y enfriándose. Y en las zonas más frías del universo se empezaron a formar nubes de átomos de hidrógeno y helio. Por efecto gravitacional se fueron acumulando estos átomos y así nacieron las estrellas. Aquí te pongo otro diagrama del mismo fenómeno.
Las nubes de hidrógeno y helio se empiezan a contraer, se forma un núcleo denso y se genera una estrella. A partir de ahí se podrán formar también sistemas solares. Como decía, a partir de estas estrellas empezaron a formarse sistemas solares. y galaxias.
Aquí te pongo algunas imágenes del universo. Es increíble, ¿no? A veces da un poco de vértigo, pero realmente es hermoso. Volvamos al nacimiento de las estrellas.
Cuando se acumuló suficiente materia para formar una estrella, la temperatura empezó a aumentar por efecto de la gravedad, más o menos hasta 10 a las 7 Kelvin. En este punto... Los átomos vuelven a estar ionizados, es decir, ya no son átomos neutros, y se pueden dar reacciones de fusión.
En estas condiciones se desata una reacción en cadena para la formación de helio 4. Dos núcleos de hidrógeno colisionan para dar núcleos de deuterio que vuelven a colisionar con otro núcleo de hidrógeno para formar núcleos de helio 3. La colisión de dos núcleos de helio 3 forma núcleos de hidrógeno y un núcleo de helio 4. Esta reacción es lo que ocurre básicamente durante la vida de una estrella. Hay fusión nuclear, la temperatura aumenta, la presión provoca que la estrella se expanda, una vez que se ha expandido la temperatura disminuye, la fuerza gravitacional vuelve a contraer a la estrella, la temperatura vuelve a aumentar y vuelve a haber fusión nuclear. Claro, esto sucede hasta que se acaba el hidrógeno. Cuando sucede eso, la estrella se contrae, aumenta la temperatura, pero solo en las capas externas se sigue formando helio, con el poco hidrógeno que queda. En ese punto, la estrella se expande muchísimo y forma una gigante roja.
La densidad de esta nueva estrella es baja y el material empieza a desprenderse en el espacio. A esto se le conoce como nebulosa planetaria, aunque no tiene nada que ver con los planetas. Con tanto helio empiezan a ocurrir reacciones de captura de helio 4. Dos núcleos de helio colisionan para formar un núcleo de virilio 8, que inmediatamente colisiona con un núcleo de helio 4 para formar carbono 12. Este puede colisionar con otro núcleo de helio 4 para formar oxígeno 16. Y así es como básicamente se produjo el carbono y el oxígeno en el universo. A partir de aquí hay dos posibilidades.
Cuando se trata de estrellas de baja masa, es decir, menos de 10 veces la masa de nuestro Sol, la contracción gravitacional es pequeña y no se alcanzan las temperaturas necesarias para las reacciones de fusión de carbono ni de oxígeno. Como consecuencia, se empieza a acumular carbono y oxígeno en la estrella El hidrógeno y el helio ya se han agotado y lo que se obtiene es un cadáver estelar llamado enana blanca. En cambio, si la estrella tiene una masa muy alta, es decir, más de 10 veces la masa solar, la contracción gravitacional es grande y entonces se pueden alcanzar temperaturas necesarias para las reacciones de fusión de carbono y oxígeno.
Dos núcleos de carbono fusionan para formar neón o sodio o magnesio. Y los de oxígeno pueden formar silicio, fósforo o azufre. Mediante diferentes procesos se pueden ir formando todos los elementos de la tabla periódica que están entre el carbono y el hierro 56. Y hasta aquí todas las reacciones de formación de núcleos más pesados, a pesar de que requieren mucha energía, son exotérmicas.
Es decir, que liberan más energía. de la que necesitaron para llevarse a cabo. Pero a partir del hierro 56, todas las reacciones son endotérmicas, y por ende ya no se llevan a cabo. Se empieza entonces a acumular hierro 56 y níquel 56 en el núcleo de la estrella muriente, y la densidad aumenta muchísimo.
Y llega un punto en que la estrella colapsa, los núcleos se desintegran, estrella sufre una implosión liberando una energía colosal. A esto se le conoce como supernova. Aquí te pongo una imagen tomada por un observatorio australiano en mayo del 89. Fíjate en estas cuatro estrellas, van a ser nuestra referencia.
Unos años más tarde, en 2002, un observatorio estadounidense tomó esta imagen. Fíjate cómo estas cuatro estrellas siguen estando en el mismo punto, pero apareció una luz impresionante. Afortunadamente, en ese momento ya contábamos con telescopios de gran calidad, como el Hubble, que logró tomar estas fotos de la implosión de una supernova. Aquí se puede ver, con el paso del tiempo, cómo se fue liberando material espacial en el universo. Lo que sucede es que debido a la desintegración del hierro se liberan neutrones que al interactuar con distintos núcleos que estaban presentes, ya sea de hierro, de níquel o núcleos más ligeros, se forman nuevos núcleos más pesados.
A este proceso se le llama captura rápida de neutrones. Con este proceso de captura rápida de neutrones se pudieron formar todos los elementos entre el hierro 56 y el uranio. Después de la implosión de una supernova, hay otra vez dos posibilidades y dependen de la masa de la estrella. Si la masa no es tan grande, se forma una estrella de neutrones o pulsares. Si en cambio la estrella tiene una masa muy muy grande, se puede formar un hoyo negro.
Aquí te pongo una foto del Event Horizon Telescope tomada en 2017 y una representación de un agujero negro. de la película interestelar de Christopher Nolan. Es impresionante, ¿no? Aquí está resumida la vida de una estrella. A partir de una nube de hidrógeno y helio se pueden formar estrellas de alta masa o de baja masa, después gigantes rojas, nebulosa planetaria o supernova, y los cadáveres estelares son un poco distintos.
De un lado se forma una enana blanca y del otro puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Hasta aquí hemos visto cómo se formó hidrógeno y helio, y cómo se formaron los núcleos a partir del carbono hasta hierro 56, y después todos aquellos que son más pesados, entre el hierro 56 y el uranio. Pero hay tres elementos que todavía no hemos visto cómo se forman, litio, berilio y boro.
Ciertamente, un poco de litio 7 se formó en la nucleosíntesis primigenia, pero no explica ni su abundancia en el universo. ni la de litio 6. Entonces, ¿cómo se formaron? La respuesta está en los rayos cósmicos. En el espacio, algunas partículas cargadas como protones o núcleos de helio 4 viajan a velocidades cercanas a la velocidad de la luz y se les conoce como rayos cósmicos.
En el medio interestelar, es decir, entre las estrellas, estos rayos cósmicos viajan a gran velocidad y pueden colisionar con núcleos. como por ejemplo con núcleos de carbono 12. Lo que sucede es que un protón astilla un núcleo de carbono 12 liberando, expulsando un protón de ese núcleo. Y esto permite formar núcleos más ligeros, como un núcleo de boro 11. De esta forma también se forma berilio 9, litio 6 y boro 10. Aquí te pongo las ecuaciones de las reacciones nucleares por si quieres saber más acerca de cómo sucede.
En resumen, vimos cinco mecanismos distintos para la formación de núcleos. Hidrógeno y helio que se formaron segundos después del Big Bang. Carbono y oxígeno que se forman durante la muerte de estrellas de baja masa. Todos los núcleos entre carbono y hierro 56 que se forman durante la muerte de estrellas de masa grande.
Los núcleos entre hierro 56 y uranio que se forman durante la implosión de una supernova. Y Berilio, Litio y Boro que se forman en el medio interestelar por el choque a altas velocidades de los rayos cósmicos. Hasta aquí hemos llegado, ahora es tu turno.
Pausa el video y trata de responder a las siguientes preguntas.