Carlos Valverde Rodríguez - La química de la vida

Hemos venido diciendo que esta nimaginable explosión inicial del universo es el ancestro común de todas las formas de materia y energía que conocemos a la fecha. En los primeros segundos del suceso, cuando aún no existían galaxias, estrellas y planetas, dieron principio el espacio, el tiempo y la materia; así como la expansión del universo. Este periodo germinal del universo primitivo se ha llamado la fase de la nucleosíntesis primordial, y en ella únicamente se produjeron átomos de hidrógeno (H), helio (He) y trazas de litio (Li), berilio (Be) y boro (B). Es decir, cuando nació el universo solamente se formaron los elementos más ligeros, cuyo número atómico no es mayor a 5, y los átomos más pesados no existían. Se ha propuesto que este universo o sopa cósmica primordial, que sólo contenía unos cuantos elementos químicos y carecía de luz, perduró entre 100 millones y 250 millones de años. Este periodo al que se le conoce como la edad cósmica oscura concluyó con el nacimiento de las primeras estrellas.

A medida que se expandía a partir de su estado primordial uniforme, el universo se fue enfriando y esas temperaturas menores permitieron que en algunas regiones la materia se agregase en enormes grumos o estructuras amorfas que fueron las semillas de las primeras estrellas y galaxias. Este conjunto de estrellas ancestrales también ha sido llamado población estelar tipo III porque carecían de elementos pesados. Sin embargo, es precisamente con esta primera generación de estrellas que da inicio el proceso de evolución cósmica propiamente dicho y la era del renacimiento cósmico. En efecto, dadas las condiciones relativamente magras del universo primitivo, en los albores del renacimiento cósmico se favoreció la formación de estrellas con al menos cien o más veces la masa del Sol. Estos supercolosos ancestrales cuyas temperaturas alcanzaban probablemente hasta los 100 000 grados Kelvin, ionizaron prácticamente todo el H y el He intergaláctico. Además, como resultado de su enorme masa y de las reacciones termonucleares que ocurrían en su interior, la explosión y muerte de estas megasupernovas dispersó al medio interestelar todos los átomos de los elementos químicos conocidos, lo que posibilitó la existencia de toda la materia que nos rodea. Recientemente, los astrónomos han podido observar la explosión de la supernova más brillante jamás antes vista. Se trata de la sn 2006gy, una estrella colosal cuya masa se calcula que era 100 a 200 veces mayor que la de nuestro Sol. Esta megasupernova se observó por primera vez el 18 de septiembre de 2006 y para su estudio se ha utilizando el observatorio de rayos x Chandra (luna en sánscrito), llamado así en honor a S. Chandrasekar. La explosión de la sn 2006gy ocurrió en la galaxia ngc 1260 de la constelación de Perseo, ubicada a aproximadamente 240 millones de años luz de distancia. La conflagración alcanzó su intensidad máxima a los 70 días de iniciada y se ha mantenido brillando, como una supernova típica, por más de ocho meses.

Así, en el transcurso de su evolución y en una suerte de alquimia cósmica de naturaleza termonuclear, tanto en el seno de aquellas primeras megaestrellas como en el de las supernovas actuales se ha forjado y continúa produciéndose la materia prima con la cual está formado todo cuanto existe en el cosmos. Todas las cosas están hechas de átomos. Ellos están y son parte de todo lo que nos rodea, no solamente de los objetos materiales, sino también del aire que está entre ellos. Sí, ahí están los átomos, y sólo en las entrañas de las estrellas existen las condiciones propicias para que a partir de las partículas elementales ocurra la generación o nucleosíntesis de todos ellos. En pocas palabras: sin las estrellas no existiría el mundo que nos rodea ni tampoco existiríamos nosotros, los seres humanos, que podemos contemplarlo y embelesarnos de su belleza a la vez que teorizamos sobre su génesis. Aunque parezca un relato de ciencia ficción, cada átomo de carbono en nuestro cuerpo o en cualquier célula de un organismo vivo se ha formado en el interior de una estrella por la colisión e inmediata fusión de tres átomos de helio. Este proceso se conoce con el nombre de captura de helio y así se forman núcleos de elementos progresivamente más pesados hasta culminar con la síntesis de átomos de hierro. Sin embargo, como ya dijimos y como muestra la figura 1.2, por la naturaleza misma del proceso de nucleosíntesis estelar, la abundancia relativa de los elementos de la tabla periódica se reduce significativamente conforme aumenta el número atómico del elemento, el cual expresa el número de protones contenidos en el núcleo de un átomo. Así, por ejemplo, por cada millón de átomos de hidrógeno, la abundancia de elementos comparativamente livianos, como el carbono y el oxígeno (cuyos números atómicos son 6 y 8, respectivamente), es aproximadamente mil veces menor. La cantidad de los elementos más pesados, como el selenio (Se) o el yodo (I), cuyos números atómicos son 34 y 53, respectivamente, es muchísimo más pequeña y se halla en el orden de 100 000 a 10 millones de veces menos que la del hidrógeno.

Figura 1.2. Abundancia cósmica de los elementos químicos.* Los datos se graficaron en relación con el número atómico del elemento y se calcularon a partir de estudios del Sol y de meteoritos. Se puede apreciar que existe una relación inversa entre la abundancia relativa del elemento y su número atómico, es decir, a medida que el valor de este último aumenta, la abundancia del elemento disminuye. Obsérvese que la concentración en el eje vertical se expresa en forma logarítmica, en donde cada intervalo corresponde a un cambio en un factor de diez. Es notable que a partir del hierro la abundancia de los elementos descienda abruptamente. En otras palabras, la abundancia de los elementos más pesados que el hierro es entre 10 000 y un millón de veces menor. Para los expertos, el patrón en zigzag se debe a que las reacciones termonucleares favorecen la formación de núcleos con número atómico par o simétrico de neutrones.

*Modificada de D. R. Altschuler, 2001.

Para saber más:

Arnett, D., y G. Bazan, “Nucleosynthesis in Stars: Recent Developments”, Science, 276, 1997, pp. 1359-1362.

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