Vale, esta vez sí: el proyecto literario súpersecreto en el que estaba trabajando ya está prácticamente terminado, por lo que, después de varios meses de parón, mi actividad en el blog debería volver por fin a la normalidad.
Para inaugurar esa normalidad quería hablar sobre el oro, un elemento muy interesante que ya he tratado en otras ocasiones en el blog, como por ejemplo esta entrada muy antigua en la que hablaba por encima de sus propiedades o en esta otra donde trataba la posibilidad de utilizar mejillones para filtrar el oro que contiene el agua del mar, además de en Youtube, donde hace poco puse a prueba la dureza del oro en uno de mis vídeos para comprobar si este metal es lo bastante blando como para que se pueda masticar. Pero hay un dato mucho más importante que creo que nunca he enfatizado suficiente: el oro se extrae de las rocas.
Oro metálico incrustado en una matriz de cuarzo. (Fuente)
Vaya, has vuelto del parón con datos muy reveladores.
Bueno, voz cursiva, lo que quería decir es que el oro es sólo uno de los muchos elementos que componen nuestro planeta. Pero, como es lógico, también está presente en mayor o menor medida en los demás cuerpos celestes del sistema solar e incluso se ha propuesto minar ciertos tipos de asteroides que contienen cantidades significativas de oro para extraerlo junto con otros metales valiosos y traerlos de vuelta a la Tierra. Por tanto, me ha parecido que sería interesante dedicar la entrada de hoy a explicar de dónde vino todo ese oro que hay repartido por el sistema solar.
Pongámonos manos a la obra.
Lo primero que hay que tener en cuenta es que el sol y los planetas se formaron a partir del colapso gravitatorio de una gran nube de gas y polvo, como expliqué con más detalle en esta entrada. El gas consistía en hidrógeno y helio, los dos elementos más «ligeros» de la tabla periódica y que se formaron en grandes cantidades tras el Big Bang, mientras que el polvo estaba hecho del resto de elementos más «pesados» como el oxígeno, el silicio, el hierro, el uranio y el oro.
Sí, sí, conozco la historia: estos elementos se formaron a través de reacciones de fusión nuclear en el núcleo de alguna estrella muy grande que los desperdigó por el espacio cuando reventó en forma de supernova. Y seguro que el oro también viene de ahí, así que puedes dar por concluida la entrad…
Pues no, voz cursiva, porque esos procesos de fusión nuclear sólo son capaces de producir unos 30 elementos químicos ligeros de los alrededor de 94 que componen los planetas rocosos como la Tierra. En la siguiente tabla periódica aparece marcado el tipo de evento astronómico que creó cada uno de los elementos químicos que nos rodean y, como podéis ver en la casilla del oro (Au), este metal precioso no sale de la explosión de estrellas masivas en forma de supernova.
(Fuente)
Bueno, vale, admito que he patinado. Pero, si te fijas, la casilla del oro contiene verde y morado, que, según la leyenda, significa que este elemento se forma en estrellas moribundas de baja masa y durante colisiones de estrellas de neutrones. O sea, que misterio resuelto. De nuevo, puedes dar por concluida la entrada de ho…
Ya deberías saber que las cosas no funcionan así en este blog, voz cursiva. En lugar de conformarnos con ese dato, vamos a irnos un poco por las ramas para intentar entender, a nivel atómico, cuáles son los procesos exactos que producen los átomos de oro durante esos eventos astronómicos tan violentos (además de otros elementos pesados).
Como hemos visto en otras ocasiones, los átomos no son más que bolas de protones y neutrones que están rodeadas de electrones. Y, en el fondo, lo que diferencia un elemento químico de otro es el número de protones que contiene en su núcleo. Ahora bien, las cosas no son tan sencillas, porque, cuantos más protones contenga un núcleo, más neutrones necesitará para evitar que su repulsión eléctrica mutua los separe. Por ejemplo, los núcleos de los átomos de hidrógeno no necesitan neutrones para mantenerse estables porque poseen un solo protón (aunque a veces pueden estar acompañados de alguno, como expliqué aquí), pero un átomo de helio necesita al menos 1 neutrón para evitar que la repulsión entre sus 2 protones desintegre el núcleo. El hierro, con 26 protones, necesita alrededor de 30 neutrones en su núcleo para mantenerse estable, mientras que el oro, con 79 protones, requiere alrededor de 130 neutrones.
Como veis, el tamaño y la masa de los núcleos de los átomos van aumentando a medida que añadimos protones y neutrones. Por tanto, de aquí en adelante, cuando hable de elementos «ligeros» me estaré refiriendo a elementos que tienen pocas partículas en su núcleo y se encuentran cerca del principio de la tabla periódica (como el helio o el carbono), mientras que los elementos «pesados» serán los que contienen muchas y están hacia el final (como el oro, el mercurio o el plomo).
Entiendo, pero… ¿Qué le pasa a un átomo si su núcleo no contiene suficientes neutrones como para contrarrestar la repulsión de sus protones?
En ese caso, el núcleo estará en una situación inestable en la que no puede retener todos sus protones e intentará alcanzar una combinación de protones y neutrones que esté en equilibrio, ya sea expulsando algunas partículas que le sobran o convirtiendo algunos de sus neutrones en protones y emitiendo un electrón durante el proceso. De hecho, los elementos radiactivos son precisamente aquellos cuyos núcleos son inestables y esas partículas que salen disparadas ellos son la radiación nuclear (como comenté con más detalle en esta otra entrada).
De todas maneras, lo que nos interesa ahora es que esta emisión de las partículas sobrantes hace que el número de protones y neutrones que posee un núcleo atómico disminuya y, por tanto, que se convierta en un átomo de un elemento más ligero. Por ejemplo, los átomos de uranio-238 contienen 92 protones y 146 neutrones en el núcleo, pero tienden a expulsar una masa de 2 protones y 2 neutrones porque esta combinación es inestable. Tras la emisión de estas partículas, el núcleo se queda con 90 protones, lo que convierte el átomo de uranio en otro elemento un poco más ligero llamado torio.
El ritmo al que los átomos de un elemento radiactivo se convierten en otros varía según lo inestable que sea su combinación de protones y neutrones. Los elementos que se encuentran al final de todo de la tabla periódica son los más inestables porque son los que contienen más partículas en su núcleo, como el oganesón, que tarda unos pocos microsegundos en llevar a cabo esta transformación. Los elementos inestables que son un poco más ligeros, como el uranio, la experimentan en escalas de miles de millones de años (el asunto es más complejo de lo que estoy comentando y está relacionado con el concepto de periodo de semidesintegración, que ya expliqué en esta otra entrada).
Pero, de la misma manera que un átomo de un elemento pesado se puede convertir en uno ligero cuando se deshace de algunas de las partículas de su núcleo, un elemento ligero puede convertirse en uno más pesado si el número de protones y neutrones que contiene su núcleo incrementa. Y eso es precisamente lo que ocurre en el núcleo de las estrellas, donde los núcleos atómicos se mueven tan deprisa que, cuando chocan, se combinan y forman una bola de protones y neutrones más grande que las dos originales. Este proceso es la llamada fusión nuclear y es lo que las estrellas utilizan para convertir el hidrógeno en helio y liberar las grandes cantidades de energía que las mantienen calientes y brillando. Y, si la estrella es lo bastante grande, continuará convirtiendo el helio en elementos cada vez más pesados.
Ahora bien, este proceso de creación de elementos pesados a partir de elementos ligeros se detiene en cuanto la estrella empieza a producir átomos con 28 protones en su núcleo (o átomos de níquel, que es lo mismo). Esto ocurre porque la reacción de fusión nuclear que convierte el níquel en el siguiente elemento de la cadena, el zinc, absorbe energía, en lugar de liberarla. Como resultado, cuando se acumula una gran cantidad de níquel en el núcleo de una estrella muy masiva, la fusión nuclear deja de producir suficiente energía como para mantener a raya el peso de las capas externas de la estrella y, de repente, todo el astro entero se comprime a gran velocidad. Esta contracción súbita somete a toda masa la masa de la estrella a unas condiciones de presión tan intensas que casi todo el material que contiene se fusiona al mismo tiempo… Y, llegados a este punto, la estrella se habrá convertido, básicamente, en una bomba termonuclear de millones de kilómetros de diámetro que estalla en forma de uno de los eventos más energéticos conocidos: una supernova.
Estas explosiones inimaginables esparcen por el espacio los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio que la fusión nuclear había generado en el núcleo de la estrella, enriqueciendo así las nebulosas con el polvo necesario para formar planetas rocosos, asteroides y satélites. Pero, ojo, porque hay que tener en cuenta que las reacciones de fusión nuclear de las estrellas sólo son capaces de producir elementos con un máximo de 28 protones. Por tanto, ¿de dónde vienen los elementos químicos que son más pesados que el níquel (28), desde el cobre (29) hasta el uranio (94)?
La respuesta está en dos mecanismos llamados «proceso-S» y «proceso-R».
¿Y por qué S y R?
Porque viene del inglés, «Slow neutron capture» y «Rapid neutron capture». Veamos de qué va este asunto.
Los elementos pesados no se forman exclusivamente a través de la colisión y unión núcleos de elementos más ligeros. Por ejemplo, si un núcleo atómico relativamente ligero se encuentra en un ambiente en el que hay muchos neutrones sueltos que se mueven a gran velocidad, puede crecer de manera progresiva mientras absorbe uno a uno los que van impactando con él. Durante el proceso, el creciente núcleo convertirá algunos de esos neutrones en protones o se deshará de algunos de ellos para ganar estabilidad y, con el tiempo, podrá llegar a alcanzar una combinación de protones y neutrones estable, convertido en un elemento mucho más pesado.
Si os fijáis en la tabla periódica del principio, veréis que la casilla del oro está parcialmente coloreada en verde, lo que indica que una pequeña parte de este elemento se forma en el interior de estrellas moribundas de baja masa. ¿Y por qué ahí, precisamente? Pues porque se trata de un ambiente en el que existen neutrones sueltos que los núcleos atómicos ligeros pueden ir absorbiendo durante millones de años, transformándose poco a poco en elementos mucho más pesados, como el oro. Cuando esas estrellas agotan su combustible, sus capas externas se expanden y se difuminan por el espacio, desperdigando por el vacío esos elementos pesados que se habían cocinado en su interior lentamente.
Y, como podéis imaginar, esta lenta captura de neutrones es el motivo por el que se llama proceso-S («s »de «slow»).
Hm… Bueno, vale, pero, por lo que veo en la tabla, en general este mecanismo sólo produce una fracción pequeña de muchos elementos más pesados, como el oro, la plata o el platino. De hecho, dice que la mayor parte proviene de la explosión de supernovas y de la colisión de estrellas de neutrones.
Muy buena observación, voz cursiva.
Quitando alguna excepción, el proceso-S no produce grandes cantidades de elementos pesados porque, cuantas más partículas contiene un núcleo, más complicado es alcanzar esa combinación de protones y neutrones que lo puede mantener estable. Por tanto, mientras un núcleo atómico absorbe neutrones de su entorno lentamente, al mismo tiempo también intenta ganar estabilidad deshaciéndose de parte de sus partículas, lo que lo vuelve a convertir en un elemento más ligero y ralentiza su crecimiento. Esto significa que un átomo que está creciendo a base de absorber neutrones de su entorno poco a poco a través del proceso-S tiene una probabilidad bastante baja de convertirse en un núcleo de un elemento muy pesado antes de que la muerte de su estrella lo libere al espacio.
Y aquí es donde entra el proceso-R, la captura rápida de neutrones: existen ciertos eventos que saturan el ambiente con tantos neutrones que los núcleos atómicos que se encuentran en él se ven bombardeados por tantas partículas en tan poco tiempo que su tamaño aumenta muy deprisa, ya que no tienen tiempo de deshacerse de ellas. En este tipo de escenarios, los núcleos ligeros se convierten rápidamente en grandes bolas de protones y neutrones que contienen cientos de partículas y que tienen una probabilidad mayor de alcanzar una configuración estable… Y esas grandes bolas de protones y neutrones son precisamente núcleos de átomos de elementos muy pesados, como el oro.
Uno de estos ambientes aparece cuando las estrellas masivas revientan en forma de supernova, porque, de repente, el espacio que las rodea se llena de núcleos atómicos y neutrones que salen disparados a grandes velocidades y chocan entre ellos con mucha fuerza, combinándose en masas mayores y formando muchísimos núcleos atómicos de elementos pesados en poco tiempo. Si echáis un vistazo a la tabla periódica anterior, veréis que la explosión de estrellas masivas es la responsable de crear unos cuantos elementos más pesados que el níquel (desde el cobre hasta el rubidio, siendo más concretos). Pero, ojo, no os confundáis, porque, como veis, estos elementos no se forjaron a través de la fusión nuclear mientras aún estaba viva, sino durante su explosión en forma de supernova.
Ahora bien, como también podéis ver en esa tabla, la mayor parte de los elementos verdaderamente pesados se formaron durante las colisiones de estrellas de neutrones.
Este proceso es un poco más enrevesado, pero, como comenté en esta entrada, las estrellas de neutrones son objetos que no están hechos de átomos tal y como los conocemos en condiciones normales, ya que su gravedad es tan intensa que obliga a los electrones de sus átomos a combinarse con los protones del núcleo, formando más neutrones. Como resultado, las estrellas de neutrones son esferas de alrededor de 15 kilómetros de diámetro compuestas mayoritariamente por neutrones tan apiñados que la densidad de la masa resultante ronda los miles de billones de kilos por metro cúbico.
Pues, bien, cuando dos estrellas de neutrones chocan, los fragmentos de ese material extremadamente denso salen despedidos al espacio. Ahora bien, como expliqué en esta otra entrada, este material sólo es estable mientras está confinado por la intensa gravedad de estos objetos. Por tanto, en cuanto esa sopa densísima de protones y neutrones abandona la superficie de la estrella compacta, se expande violentamente y las partículas que la componen salen despedidas en todas las direcciones a hasta un 20% de la velocidad de la luz. Como podéis imaginar, esas aglomeraciones de protones y neutrones en expansión son un lugar ideal donde se pueden formar rápidamente núcleos atómicos muy pesados a través del proceso-R, dando lugar a los elementos más pesados de la tabla periódica como el plomo, el mercurio, el platino… Y a la mayor parte del oro del universo.
Conociendo este dato, ya sabemos de dónde viene el oro de nuestro sistema solar: una pequeña proporción de los átomos de este elemento se formaron lentamente en el interior de alguna estrella moribunda de baja masa, pero la mayor parte se creó durante la violenta colisión de dos estrellas de neutrones. Todo ese material expulsado al espacio terminó enriqueciendo la nube en la que se estaba formando el sistema solar con elementos pesados y, a medida que las virutas de polvillo sólido iban chocando entre ellas y combinándose para formar masas cada vez más grandes, acabaron dando forma a los planetas.
Ok, ha quedado más o menos claro. Entonces, ¿vas a escribir más entradas hablando sobre cómo se forman otros elementos pesados?
Por suerte, no es necesario, voz cursiva, porque, como se puede ver en la tabla periódica del principio, casi todos los demás elementos pesados se forman a través de estos mismos mecanismos. De hecho, esta entrada me va a servir para complementar la parte de mis vídeos sobre los elementos de la tabla periódica en la que hablo sobre el origen de cada uno de ellos.
