¿Qué somos y en qué nos convertiremos?

Juan Francisco Alvarado Merino »

Esta puede ser una de las preguntas que definen muchos de los aspectos de nuestra historia, entre ellos la religión, la filosofía e incluso la ciencia.

Ahora sabemos la respuesta a esta pregunta existencialista: somos polvo de estrellas.

Bajo un punto de vista ético puede ser decepcionante, pero a través de una mente objetiva, dejando de lado el antropocentrismo que reina nuestra vida cotidiana, esto nos sitúa como parte del ciclo del universo, que no es poco.

Pero, ¿qué es el polvo de estrellas? Podemos decir que el polvo de estrellas es básicamente la parte visible de nuestro universo, es decir, todos los elementos que conocemos y tenemos tabulados.

Con esta premisa, tomaremos como el principio de todo el modelo científico del Big Bang, resultado del cual se crearon el espacio y el tiempo, además de la materia primigenia. Esta materia era básicamente un 75% de hidrógeno y un 25% de helio, la cual formaba nebulosas en las galaxias. En estas nebulosas se creaban vórtices provocados por la gravedad, comprimiéndose la materia, y una vez llegados a un punto de temperatura, densidad y presión extremo se iniciaba el proceso de fusión de la materia, naciendo así las estrellas.

Dicho esto, ya podemos tabular dos elementos en nuestra tabla periódica, pero ¿qué hay de los demás elementos? Está claro que los planetas y los seres vivos en general no están compuestos solamente de hidrógeno y helio.

La clave está en las estrellas en sí, responsables mediante diversos procesos de la creación de los diferentes elementos, algunos de ellos esenciales para la vida. Sabemos que una estrella está compuesta en su mayor parte por hidrógeno, el cual debido a unas condiciones de temperatura y presión extremas acaba fusionándose entre sí para dar lugar a helio + energía a través de un proceso llamado “cadena protón-protón”.

Todo esto es posible gracias al equilibrio entre la gravedad generada por la masa de la estrella, que lo atrae todo hacia el centro de la misma, y la presión que ejerce la energía de las fusiones, que “empuja” hacía el exterior del astro. Este proceso se repite durante miles de millones de años a unos 15×10⁶ K. La fusión sin descanso del hidrógeno aumenta la concentración de núcleos de helio, los cuales por ser más masivos que los de hidrógeno y por la acción de la gravedad, van acumulándose en el centro de la estrella. Las capas internas de la estrella se van saturando con helio, imposibilitando las fusiones del hidrógeno, lo que se denomina “envenenamiento por helio”.

Una vez agotado el hidrógeno de las capas internas de la estrella, el núcleo de ésta colapsa por la gravedad y libera las capas más externas de la estrella, dando lugar al siguiente paso en la evolución estelar: la gigante roja.

La estrella se expande por un radio de hasta 1×10⁸ kilómetros y su núcleo aumenta la temperatura hasta los 100×10⁶ K, lo que provoca que comience la fusión de los núcleos de helio mediante el proceso denominado “triple-alfa” (en la imagen)para formar berilio y carbono.

En una estrella como nuestro Sol esto es su final, ya que una vez agotado su combustible, se formará un remanente estelar llamado enana blanca.

Obviamente aún tenemos muy pocos elementos para nuestra tabla periódica, y esto tiene su explicación: la mayoría de los elementos que componen nuestro universo no se crean en la vida de la estrellas, sino en su muerte.

Dicho esto, debemos tener claro que estrellas como el Sol son excepciones en nuestra galaxia, pues podemos decir que el 90% de los sistemas que conocemos son sistemas binarios de estrellas, es decir, con dos soles. Esto es un hecho remarcable, puesto que aunque estas parejas de estrellas suelen ser de masas similares, tendrán ciclos estelares distintos y encontraremos sistemas en los que una de las estrellas sea una enana blanca y la otra una gigante roja. Ante esta situación, la enana blanca absorberá las capas externas de la gigante roja, compuestas de hidrógeno y helio. Esta enana blanca es cada vez más pesada, densa e inestable y en su núcleo se alcanza una temperatura tal que comienza la fusión del carbono en oxígeno, neón y magnesio. Este proceso paulatino de absorción será continuo hasta que la enana blanca entre en sobrecarga nuclear y comience a fusionar el carbono y el oxígeno de su núcleo en hierro. La formación del hierro será la muerte de la estrella, pues estos núcleos al formarse absorben energía en vez de liberarla, provocando que la presión en las capas internas disminuya y la gravedad compacte el centro de la estrella, destruyendo el equilibrio y liberando cantidades de energía colosales de manera instantánea, convirtiéndose en lo que se denomina una supernova IA. Esta explosión libera al espacio de manera violenta los elementos de las capas internas y externas de la estrella, entre los que podemos encontrar los ya mencionados carbono, oxígeno y hierro además de calcio, níquel o cobalto radiactivos, formados por la supernova en sí y no por la combustión de la estrella.

Pero no solo existen en el universo estrellas como el Sol, sino que podemos encontrar estrellas centenares de veces más pesadas que éste. Estas estrellas supermasivas siguen el ciclo normal estelar, fusionando el hidrógeno en helio, pero esta vez por un ciclo denominado CNO (en la imagen), compactándolo en su núcleo. Este helio se fusionará (proceso triple-alfa) para dar lugar al carbono, pero esto no supondrá el fin de la estrella, pues posee tanta masa que compactará el carbono en su núcleo y comenzará la combustión del mismo resultado de la presión y la temperatura (unos 600×10⁶K). Esto ocurrirá a lo largo de miles de millones de años, formándose elementos cada vez más pesados como el oxígeno, neón, magnesio, silicio, fósforo o azufre a unas temperaturas cercanas a los 2700×10⁶ K y se irán disponiendo en el núcleo de la estrella hasta que se empiece a generar hierro.

Ya sabemos que la formación del hierro supone la muerte del astro, por lo que en este caso en el que nuestra estrella es supermasiva, el colapso dará lugar a una supernova del tipo II que será la responsable de los condicionantes para la formación de elementos más pesados que el hierro: se alcanzan temperaturas cercanas a los 3000×10⁶ K y, además, se descompondrán los núcleos de hierro del centro, por lo que aumentará el número de neutrones que serán expulsados hacia las capas más externas, colisionando con los elementos de estas capas y formando nuevos elementos mucho más pesados que el hierro como el oro, el torio o el uranio.

Dicho esto, ya podemos decir que tenemos nuestra tabla periódica completa, en la cual podemos encontrar elementos tan esenciales para la vida como el hidrógeno, el carbono o el oxígeno, preciosos como el oro o el platino o peligrosos como el radio o el uranio. Gracias a los diferentes finales que pueden tener las estrellas, se formarán todo tipo de elementos que constituyen toda nuestra realidad, como los planetas, nuestra comida o nuestra sangre. Por lo que básicamente podemos decir que pertenecemos al ciclo impasible del polvo estelar, el cual una vez fue parte de una estrella, ahora nos constituye, y algún día, de una manera u otra, volverá a ser parte de una estrella.

Fuentes