¿Nunca se habrán preguntado por qué son tan comunes en la Tierra los átomos de carbono y oxígeno y, en cambio, tan raros el oro y el uranio?
Aunque en la Tierra podemos encontrar de forma natural 92 tipos diferentes de átomos, unos son mucho más comunes que otros.
Por ejemplo, por cada 10 átomos de carbono que encontramos podemos hallar 20 de oxígeno y unos 5 de nitrógeno o hierro.
En cambio, el oro es centenares de millones de veces más escaso que el oxígeno, y otros elementos como el uranio son aún más raros.
Por supuesto, preguntas como estas fascinan a los astrofísicos.
Y buscando la respuesta a la pregunta les llevó a una característica del núcleo de carbono que desconocían.
Empecemos por el principio.
En el Big Bang sólo se formó hidrógeno, helio y también trazas de litio.
El resto de los elementos se ha formado en las estrellas.
No sé si vean la profundidad de la idea: los átomos que componen nuestras cadenas de ADN no existían desde el principio de los tiempos, sino que
se originaron en el interior de otras estrellas, anteriores a nuestro Sol,
que explotaron y esparcieron los elementos por el medio interestelar.
No le faltaba razón a nuestro venerado Carl Sagan:
somos polvo de estrellas, cenizas de estrellas muertas mucho tiempo atrás.
Asombroso, ¿verdad?
Bien, el siguiente paso es explicar los procesos de generación de los núcleos.
Así que lo que tenían que hacer los físicos es, a través de reacciones nucleares, ir formando núcleos más pesados partiendo de los anteriores.
Les pongo los primeros procesos en forma gráfica :
Esos circulitos rojos con una p son protones y los verdes con una n neutrones.
De entrada, nunca se ha podido formar un núcleo con sólo dos neutrones,
o sólo dos protones.
Uno de los nucleones ha de cambiar (los físicos llamamos nucleones a los protones y neutrones indistintamente).
O sea, o uno de los protones se transforma en neutrón o bien al revés.
El resultado es un núcleo compuesto de un protón y un neutrón.
A ese hidrógeno “pesado” se le llama también deuterón.
Si este deuterón se encuentra con otro protón se forma un núcleo con dos protones y un neutrón: el helio-3. Y si dos núcleos de helio-3 se encuentran
y se fusionan se produce un núcleo de helio-4 (dos protones y dos neutrones, que también se llama partícula alfa) y dos neutrones quedan sueltos.
El resultado neto es que, de cuatro protones,
hemos obtenido un átomo de helio.
Hagamos números.
Cuatro átomos de hidrógeno tienen una masa de 4,03128 umas y un átomo
de helio 4,002603.
Esa diferencia, ese 0,7% menos, esas 0,028677 umas se multiplican
por la velocidad de la luz al cuadrado y ya tenemos la energía
que libera esa reacción.
Gracias a este proceso, que visto así parece un ejercicio académico,
existen las estrellas como el Sol (en fase principal) y es gracias a ella
que existimos nosotros. Como esa reacción tiene que producirse a altas temperaturas, se la llama “reacción termonuclear”.
Continuemos.
Cuando a una estrella se le agota el hidrógeno, el helio es el que sigue
los procesos.
Un helio-4 se une a otro helio-4 y da berilio-8.
El paso siguiente sería unir otra partícula alfa al berilio-8 y tendríamos
un núcleo de carbono-12. Pero hay un problema: el berilio-8 es inestable.
Y esa palabra es muy generosa:
su vida media se midió en el laboratorio y resultó ser del orden
de 10-16 segundos, o sea, una cien trillonésima de segundo.
Lo escribo: 0,0000000000000001 segundos.
Cuando en una gigante roja se unen dos núcleos de helio,
se separan casi instantáneamente.
Curiosamente, si el berilio-8 tuviera un neutrón más
(4 protones y 5 neutrones, lo que formaría berilio-9), sería estable.
De hecho, sería el único isótopo estable del berilio y es utilizado en la moderna tecnología; aunque hay que tener cuidado ya que sus sales
son altamente tóxicas y cancerígenas.
Y es que la fuerza nuclear es tan compleja que un neutrón puede hacer que
un núcleo cambie su comportamiento de forma radical. Manuel Lozano Leyva, catedrático de física nuclear de la Universidad de Sevilla, dice que se podría pasar toda la vida observando la “Carta de los Núcleos”, donde se expresarían cuatro o cinco propiedades de cada uno, y que nunca se le quitaría del rostro el gesto de lelo. Coincido plenamente con él.
Ahora bien, podemos pensar que, aunque el berilio-8 sea tan inestable,
está el tiempo suficiente para que una partícula alfa que esté suficientemente cerca pueda engancharse y pasar a ser carbono-12.
Sería una reacción con tres partículas alfa implicadas: una reacción triple alfa.
El problema es que si hacemos estos cálculos para las gigantes rojas nos sale que al ritmo esperado la energía que se liberaría no daría ni para encender
un cigarrillo.
Y si además, estamos hablando de un medio que está a 100 millones
de grados y una densidad 1000 veces superior a la del agua, la cosa
se complica todavía más.
Y, lo más importante, el carbono que se generaría sería una miseria comparado con el que sabemos que existe, por lo que no tendríamos explicación para la abundancia de carbono existente.
Ni nuestra existencia, claro está.
El enigma de la formación del carbono respecto a las cantidades que vemos fue un auténtico enigma hasta que entró en escena un astrofísico británico, profesor de la Universidad de Cambridge, con delirantes ideas.
Algunos lo menosprecian y otros dicen ha sido uno de los grandes
de la astrofísica y la cosmología moderna. Se trata de Fred Hoyle.
Hoy es famoso por defender que no hubo Big Bang, sino que en su lugar
el Universo ha existido siempre y a medida que se expandía aparecía nueva materia (se llama Teoría del Estado Estacionario).
Esta idea hizo que se le considerara como “hereje científico”
ante la rivalidad de la teoría del Big Bang.
Aquí he de hacer un inciso.
Resulta que, tal y como los átomos tienen niveles energéticos, los núcleos también los tienen.
A esos niveles energéticos en los núcleos los físicos los llaman
“resonancias nucleares”.
En estos niveles de energía, en estas resonancias, la probabilidad
de reacción nuclear es mucho mayor que en cualquier otro nivel.
Pues bien, Hoyle dijo que, efectivamente, cuando se unían dos partículas para formar berilio-8, casi simultáneamente se unía otra partícula alfa para dar carbono.
Pero ello sólo era posible y con la probabilidad que se buscaba si realmente el carbono tenía una resonancia nuclear en una determinada energía.
Concretamente, debía tener un estado excitado a 7,68 MeV.
Dicha energía la dedujo de sumar la del helio y berilio más la energía cinética del impacto. Visto de otra manera, cuando tenemos una partícula de berilio-8, algunas de las partículas alfa lo ven como si fuera un gigante.
No todas: sólo algunas que tienen una determinada energía; el resto
no ve nada especial.
Entonces, es mucho más fácil que choquen contra él y, en vez de volver
a romperse en tres trozos, el nuevo carbono se desexcita emitiendo luz.
Como Hoyle era muy famoso por su modelo cosmológico contrario al Big Bang -y por otras muchas cosas- le invitaron a dar una charla de astronomía
en el Caltech.
Efectivamente, la dio y lo hizo muy bien, pero en cuanto acabó se fue
a ver a Fowler, un viejo amigo físico nuclear que trabajaba por allá en otro edificio.
Y lo que iba a ser una conversación entre amigos derivó hacia el dichoso estado excitado del carbono
(y de qué van a hablar estos físicos)
Casualmente, Fowler también estaba interesado en la abundancia de los elementos en el Universo y los mecanismos en cómo se sintetizaban
en las estrellas.
Claro, le dijo que no había tal resonancia, que los físicos nucleares de la época tenían muy bien estudiado el carbono y no les constaba que tuviera ninguna resonancia a siete y pico MeV.
Pero Hoyle insistió. Así que displicente, pero amablemente,
le invitó a hablar con su equipo.
No eran más que seis o siete físicos que trabajaban con un pequeño acelerador (¡uf!, casi nada).
Hoyle les insistió tanto que los jóvenes idearon sobre la marcha un experimento para buscar la famosa resonancia.
No era muy complicado, pero les iba a llevar unos días de preparación.
Como estaba tan interesado canceló todos los compromisos
que tenía los días posteriores.
El experimento consistía en bombardear unos ciertos núcleos con otros
y esperaban ver un pico en un determinado diagrama.
Así que finalmente hicieron el experimento, generaron el diagrama…
y el pico apareció, pero no a los 7,68 MeV como Hoyle les había anticipado, sino a los 7,65 MeV: sólo tres centésimas menos.
Me hubiera encantado ver la cara de Fowler y la de aquellos jóvenes físicos cuando les aparecería el pico delante.
Fowler había tenido una intensa labor en astrofísica nuclear,
y se llevó un Nobel, pero Hoyle no.
En cierta ocasión, a Feynman le pidieron desde la BBC que participara en un documental sobre Hoyley dijo lo siguiente:
Posiblemente algo apropiado que podría decir es que cuando él vino aquí por primera vez dio una serie de seminarios sobre cómo podrían formarse los elementos más pesados en las estrellas si al principio todo era hidrógeno (como proponía su teoría del Universo estacionario). Todo fue muy cuidadosamente analizado e impresionaba su atención al detalle. Llegaba a la conclusión de que no funcionaría a menos que hubiera un nivel nuclear en el carbono próximo a 7,68 MeV. Puesto que creía en su teoría del hidrógeno, dijo que debería haber ese nivel.Todos quedamos muy impresionados. Encontrar la posición de un nivel nuclear (todavía desconocido) mirando no en los núcleos en el laboratorio sino en las estrellas del cielo nos pareció muy notable y valeroso.
Hoyle tenía razón, el nivel pronto fue encontrado.
Y es que el mérito fue que Hoyle era un astrofísico, no un físico nuclear.
No es que no supiera nada de nuclear, pero sabía muy poco comparado con otros coetáneos.
Había hecho una hipótesis sobre un núcleo atómico no basándose en hipótesis nucleares, sino en las abundancias de una materia que existen en el Universo.
Impresionante. Una intuición al alcance de muy pocos, ¿verdad?
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