Los elementos químicos y su origen

Para poder entender por qué existen tantos elementos y con la finalidad de explicar el patrón de la abundancia de cada uno de ellos, debemos examinar de manera breve la teoría del origen del Universo que cuenta con mayor aceptación. Se trata de la teoría del “big bang”, es decir gran explosión, la cual supone que el Universo comenzó en un solo punto. Aproximadamente un segundo después de que el Universo comenzó a existir, la temperatura habría descendido a alrededor de 1010 K, punto en el cual podían existir protones y neutrones. Durante los tres minutos siguientes se formaron núcleos de hidrógeno 1, hidrógeno 2, helio 3, helio 4, berilio 7 y litio 7 (el número que sigue al nombre del elemento, hace referencia al número de masa, es decir, la suma de los protones y los neutrones de ese isótopo). Al cabo de esos tres primeros minutos, el Universo se habría expandido y enfriado hasta el punto en que ya no podían ocurrir reacciones de fusión nuclear. Es este punto, al igual que sucede en la actualidad, la mayor parte del Universo consistía en hidrógeno 1 y un poco de helio 4.

En virtud de los efectos gravitatorios, los átomos se concentraron en pequeños volúmenes de espacio; de hecho, la compresión tuvo la intensidad suficiente como para causar reacciones nucleares exotérmicas. A estos volúmenes de espacio les llamamos estrellas. En ellas, los núcleos de hidrógeno se fusionan para dar más núcleos de helio 4. Alrededor del 10 por ciento del helio que existe en el Universo actual procede de la fusión de hidrógeno en el interior de las estrellas. A medida que las estrellas más grandes envejecen, la acumulación de helio 4 y el colapso gravitatorio adicional hacen que los núcleos de helio se combinen para formar berilio 8, carbono 12 y oxígeno 16. Al mismo tiempo se destruyen los frágiles núcleos de helio 3, berilio 7 y litio 7. En la gran parte de las estrellas, el oxígeno 16 y cantidades ínfimas de neón 20, son los elementos más grandes que se producen, es decir, de número atómico más alto. Sin embargo, la temperatura de las estrellas de masa muy grande aumenta hasta un máximo de 109 K, y su densidad se incrementa hasta alrededor de 106 g.cm-3. En estas condiciones se puede vencer la grandísima repulsión entre las elevadas cargas positivas de los núcleos de carbono y de oxígeno, situación que da origen a la formación de todos los elementos hasta el hierro. Pero, sin embargo, el hierro es el límite porque, más allá de él, la síntesis (fusión) es endotérmica, no exotérmica.

Cuando los elementos de mayor masa se han acumulado en el núcleo de la estrella y la energía proviene de las síntesis nucleares ya no equilibra las enormes fuerzas gravitatorias, se produce un colapso catastrófico. Esto puede ocurrir en tan sólo unos pocos segundos. Es durante el breve intervalo de tiempo que dura la explosión, que vemos como una supernova, que existe energía suficiente para la formación de núcleos atómicos grandes (de más de 26 protones) en reacciones nucleares endotérmicas. Todos los elementos de las supernovas que ocurrieron en los primeros tiempos del Universo se han dispersado por doquier. Éstos son los elementos de los que se compone nuestro sistema solar y, de hecho, nosotros mismos.