El Origen De Los Elementos

EL ORIGEN DE LOS ELEMENTOS

El origen de los elementos químicos está estrictamente asociado con el origen y evolución del Universo, ya que de ahí se deriva todo.

Hoy, la teoría más aceptada sobre el origen y evolución del Universo propone que éste empezó con un evento inicial llamado la Gran Explosión, el Big Bang. Esta propuesta es posible gracias a que se dispone de un conjunto de evidencias experimentales:

 Una de éstas es la que llevó a proponer que actualmente el Universo se encuentra en expansión. Fue postulada en 1929 por E. Hubble, basándose en el corrimiento hacia el rojo de los espectros de absorción de la luz proveniente de las galaxias distantes.

Al comparar el espectro de absorción del Sol con los de estrellas semejantes en galaxias muy lejanas, se observan las mismas líneas pero con una interesante diferencia: las líneas del espectro de las estrellas lejanas están corridas hacia el rojo. Este fenómeno llevó a la conclusión de que esas galaxias están alejándose de aquí ya que se sabe que cualquier objeto que se aleje de un observador y que emita ondas, como la luz, hará que el observador perciba ondas de mayor longitud.

 Una segunda evidencia es el descubrimiento de la radia¬ción cósmica de fondo predicha por G. Gamow, R. Al¬pher y R. Herman en 1948 y descubierta por A. Penzias y R. Wilson en 1965.

Cuando se calientan objetos metálicos, “al rojo vivo”. Si se siguen calentando su color va cambiando del rojo hacia un azul muy tenue y brillante para finalmente verse blancos. Este cambio del color se debe a que, al aumentar la temperatura, a la radiación roja se agre¬gan progresivamente otros fotones de mayor energía hasta cubrir todas las longitudes de onda del espectro visible, por eso los objetos se ven blancos. De manera similar, se piensa que cuando la temperatura en el Universo era aún muy alta, las partículas elementa¬les se encontraban en un estado especial denominado plasma donde los electrones y los fotones interactuaban fuertemente en una especie de equilibrio. Pero aproximadamente 380,000 años después de la Gran Explo¬sión la temperatura descendió a 3000 K. Entonces los elec¬trones pudieron asociarse con los núcleos y formar los pri¬meros átomos estables.

 La tercera es el resultado de muchas observaciones sobre la composición de las estrellas por medio de técnicas es¬pectroscópicas que muestran que la abundancia actual de dos elementos químicos ligeros expresada en porcen¬taje de masa es de 73.9% de hidrógeno y 24.0% de helio. Es decir, hay aproximadamente 11 átomos de hidrógeno por cada uno de helio. El 2.1% de la masa restante conforma todo los demás, incluyendo al resto de los ele¬mentos químicos de la tabla periódica.

Nucleosíntesis primigenia

La nucleosíntesis primigenia ocurrió del tiempo cero a apenas unos cuatro minutos después de la llamada Gran Explosión. En estos primeros instantes el Universo era mínimo, inimagi¬nablemente denso y se encontraba a temperaturas mayores que 1027 K pero, al irse expandiendo, la temperatura y la den¬sidad disminuyeron rápidamente.

Un segundo después de la gran explosión la temperatura descendió a 1010 K. En esas todavía muy especiales condicio¬nes, ya se encontraban fotones (γ), positrones (e+), neutrinos (ν), antineutrinos (ν), protones (p+), neutrones (n) y electro¬nes (e–). Sabemos que con las tres últimas partículas se for¬man los átomos que hoy conocemos, pero a esas enormes temperaturas no se podían juntar para formarlos. Los neutro¬nes libres, cuya vida media es de 11 minutos, se desintegraban transformándose en protones de acuerdo con: n p+ + e- + ν

A esas temperaturas (1010 K) muchas de las partículas mencionadas se encontraban en equilibrio, reconvirtiéndose unas en otras.

Cuando la temperatura fue lo suficientemente baja (T ~ 4 × 108 K) terminó entonces la llamada nucleosíntesis primigenia dando como resultado la aparición de los núcleos de tan sólo dos elementos químicos y unos cuantos más en cantidades ínfimas. El hidrógeno (1H) y el helio (4He), en proporción 12 a 1, conformaron casi el 100% de los núcleos formados, mien¬tras que en trazas quedaron 2H, 3He, 7Li y muy poco de 7Be. La materia así formada permaneció por casi 400 000 años en un estado de plasma que contenía a los núcleos que se habían formado y a los electrones libres interactuando fuertemente con los fotones. Aunque los núcleos atómicos ya son estables por debajo de 109 K, los átomos neutros aún no lo eran a esas temperaturas. Fueron posibles cuando la temperatura descen¬dió por debajo de 104 K.

El Universo continuó expandiéndose y cuando la tempera¬tura descendió por debajo de 104 K, los núcleos comenzaron a asociarse con los electrones dando origen a los primeros áto¬mos neutros. Así, la materia dejó de interactuar tan fuerte¬mente con los fotones. La radiación y la materia se desacopla¬ron y se enfriaron de aquí en adelante por separado. Empezó en¬tonces la llamada etapa fría que duraría varios millones de años.

Nucleosíntesis estelar

Se estima que por varios cientos de millones de años después de la Gran Explosión no se crearon nuevos núcleos. Durante todo este tiempo, el Universo continuó únicamente expan-diéndose y enfriándose, hasta que en las regiones más frías se formaron nubes a partir de átomos de hidrógeno y helio, que fueron acumulándose debido únicamente a su propia atrac¬ción gravitacional. Cuando esta acumulación de materia fue muy grande, su propia gravedad la hizo alcanzar elevadas pre¬siones y temperaturas aproximadas de 107 K en algunas zonas dentro de estas nubes. A estas elevadas temperaturas,

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