Origen De Los Elementos Y Su Abundancia

ORIGEN DE LOS ELEMENTOS Y ABUNDANCIA EN NUESTRO PAÍS

El origen de los elementos químicos está indisolublemente asociado con el origen y evolución del Universo. 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 idea está sustentada por tres importantes evidencias:

• La primera es la expansión del Universo, postulada en los años 30 a partir de las observaciones de Edwin Hubble.

• La segunda evidencia es el descubrimiento de la radiación de fondo, el eco electromagnético del Big Bang, predicha por George Gamow en 1948 y descubierta accidentalmente por Arno Penzias y Robert Wilson en 1965.

• La tercera es la abundancia actual de los elementos químicos ligeros: 73.9% de la masa de la materia normal del Universo es hidrógeno y 24.0% es helio.

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 de miles de cuatrillones de grados Celsius, pero irá bajando con la expansión. Las teorías actuales no pueden describir lo que había en el instante cero, pero la física ya puede hacer afirmaciones sustentables acerca de lo que ocurrió a una fracción de segundo, proponen una familia de partículas que hoy en día ya no son estables por sí solas. 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. La temperatura seguía descendiendo, los protones y los neutrones empezaron a fusionarse para dar origen a los pri¬meros núcleos de deuterio (2H), el cual en esas condiciones era muy inestable y se desintegraba casi tan pronto como se formaba. El Universo continuó enfriándose, muy rápidamen¬te, favoreciendo la fusión de núcleos ligeros para dar núcleos más pesados.

Cuando la temperatura fue lo suficientemente baja (T ~ 4 × 108 K), la repulsión entre núcleos de mayor carga eléctri¬ca fue mayor que la energía térmica de los mismos, impidien¬do la creación de núcleos más grandes.

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. El Universo continuó expandiéndose y cuando la temperatura descendió por debajo de 104 K, los núcleos comenzaron a asociarse con los electrones dando origen a los primeros átomos neutros. Así, la materia dejó de interactuar tan fuertemente con los fotones. La radiación y la materia se desacoplaron y se enfriaron de aquí en adelante por separado. La radiación de fondo que ya mencionamos se originó a partir de este evento de desacoplamiento. Empezó entonces la llamada etapa fría que duraría varios millones de años.

Nucleosíntesis estelar

Empieza unos 100 millones de años después, durante todo este tiempo, el Universo ha seguido expandiéndose y enfriándose, hasta que en las regiones más frías se han formado nubes de hidrógeno y helio. Ya están dadas las condiciones para que se formen las primeras estrellas. Debido a la fuerza gravitacional, en algunas zonas dentro de estas nubes se forman grumos más densos que su entorno. Estos grumos ejercen más gravedad sobre el medio. Empiezan a atraer cada vez más gas, con lo que aumenta su atracción gravitacional. Los grumos se comprimen. Los gases al comprimirse se calientan. En estas regiones más densas de las nubes de hidrógeno la temperatura vuelve a subir a unos 10 millones de grados. A estas elevadas temperaturas, los electrones se separan nuevamente de los núcleos y la materia se encuentra en estado de plasma. Los núcleos de hidrógeno (es decir, los protones) se fusionan con neutrones para formar núcleos de helio de dos protones y dos neutrones cada uno. Esta reacción nuclear desprende una gran cantidad de energía. El resultado es una bola de hidrógeno muy caliente y luminosa: una estrella. Este proceso, que continúa efectuándose hoy en día en estrellas como el Sol, es el más simple de los procesos de nucleosíntesis estelar. En las estrellas también se sintetizan núcleos atómicos (helio, en la primera etapa). En esta etapa de la vida de una estrella se establece un equilibrio entre la expansión causada por la energía de las reacciones de fusión y la contracción debida a la atracción gravitacional. Este equilibrio puede durar miles de millones de años, pero se acaba cuando empieza a escasear el hidrógeno en el interior de la estrella. El ritmo de las reacciones de fusión disminuye. La estrella se enfría. La gravedad la comprime. El material estelar, ahora formado principalmente por núcleos de helio, se contrae hacia el centro de la estrella. La temperatura y

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