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[Increible] ¿De dónde viene la materia?

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[Increible] ¿De dónde viene la materia?

 ¿De dónde salió toda la materia que nos compone a nosotros y todo lo que nos rodea?

Se suele decir que somos “polvo de estrellas” lo que, en un sentido muy amplio, es correcto, pero no deja de ser una visión romántica que no puede sustituir la compleja historia real.

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Primero, remontémonos al pasado. Pero no a cualquier punto al azar del pasado, sino al pasado máximo, el nacimiento del universo y el propio tiempo.

El universo y todo lo que contiene surgió hace 13.798 millones de años con el Big Bang, la “gran explosión”. Por lo que he estado leyendo, a menudo se interpreta la teoría del Big Bang de manera errónea: parece que la creencia general es que toda la materia estaba comprimida en un punto minúsculo y que la explosión la liberó hacia el espacio, donde se combinó para formar las estrellas, galaxias y planetas. La realidad es un poco más compleja.

El Big Bang fue la liberación repentina de una cantidad de energía inimaginable, principalmente en forma de calor. La temperatura del universo en el momento de su creación era de 1032 ºC (un 1 seguido de 32 ceros) y, a medida que el universo se empezó a expandir, su temperatura bajó gradualmente. Hacía tanto calor que ni siquiera las partículas más elementales podían existir. Por suerte, el universo se enfrío rápidamente: un segundo después del Big Bang, la temperatura había bajado hasta unos refrescantes 1.000 millones de grados.

A medida que el universo se enfriaba, aparecían del vacío pares de partículas y antipartículas que se aniquilaban mutuamente. Normalmente, cada partícula debería desintegrarse casi al instante al interaccionar con su respectiva antipartícula pero, por razones que aún no terminamos de comprender, una fracción de la materia consiguió sobrevivir, dando lugar a los protones, neutrones y electrones que contienen los átomos que vemos en la actualidad.



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Pero, al principio, la temperatura era tan alta que los protones, neutrones y electrones ni siquiera podían combinarse entre sí para formar átomos.

Entre 3 y 20 minutos después del Big Bang, la temperatura había bajado lo suficiente como para que protones y neutrones pudieran unirse en estructuras muy simples, formando los primeros átomos de deuterio. Gracias a las condiciones extremas de temperatura, algunos de estos átomos también se combinaron para dar lugar a átomos de helio-4.

Llegados a este punto del universo, tan sólo había sido creada una fracción de los elementos existentes:

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O sea, que aún faltaba casi toda la tabla periódica por sintetizar. Concretamente, todos los elementos que tienen más de dos protones en su núcleo.

Lo que diferencia a cada elemento de la tabla periódica es el número de protones que contiene su núcleo. Es decir, que si coges un elemento cuyos átomos tienen 13 protones en su núcleo, estás ante una barra de aluminio gris, dura y ligera. Añádele 66 protones a ese núcleo y el aluminio se convertirá en oro amarillento y dúctil.

Esto significa que podemos convertir un elemento en otro simplemente añadiéndole más protones, pero el aumento en el número de protones debe ir acompañado de una cantidad de neutrones determinada para que el átomo se mantenga estable.

Pero los núcleos atómicos tienen carga eléctrica positiva y tienden a repelerse entre sí. De hecho, cuanto más los acercas, mayor es la fuerza de repulsión que aparece entre ellos. Es decir que, para poder llegar a fundirlos en un sólo núcleo y convertirlos en un nuevo elemento, se necesita una fuerza inmensa (o energía cinética).

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Y aquí es donde entran en juego las estrellas.

Unos 377.000 años después del Big Bang, la temperatura del universo había bajado lo suficiente como para que los núcleos atómicos de hidrógeno y helio pudieran captar electrones de su entorno. De esta manera, la carga positiva del núcleo se veía compensada por la negativa de los electrones, convirtiéndolos en átomos eléctricamente neutros. Al no tener carga, los átomos ya no se repelían entre sí y podían acercarse unos a otros.

El hidrógeno y el helio se acumularon en gigantescas nubes de gas. Por su masa descomunal, las partes más densas de estas nubes empezaron a comprimirse bajo su propia fuerza gravitatoria, formando estructuras gaseosas esféricas muy compactas.

El peso de estas bolas de gas producía unas condiciones tan extremas de presión y calor que los núcleos de los átomos que las componían no sólo quedaban pegados unos con otros venciendo las fuerzas de repulsión que los tendían a separarlos sino que, además, los forzaba a que se fusionaran, liberando grandes cantidades de energía durante el proceso. Estas masas gaseosas se encendieron, convirtiéndose en las primeras estrellas.

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Lo naranja son estrellas.

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Y las reacciones de fusión nuclear son el proceso responsable de la creación de otra parte importante de los elementos químicos.

La fusión nuclear es la reacción con la que se unen los núcleos de dos átomos, formando un elemento distinto. ¿Recordáis que hace un momento decía que podía convertirse el aluminio en oro si le añadías suficientes protones? Esta sería una manera de hacerlo (aunque no sería muy práctico).

Vaya que, aunque parezca un término muy sofisticado, tan sólo significa que las partículas que contienen los átomos originales se recombinan y adoptan una configuración nueva que corresponde a un elemento diferente.



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Quitando la compleja física de partículas que hay detrás, son matemáticas simples.




Las primeras estrellas empezaron fusionando el hidrógeno que contenían, convirtiéndolo en helio. Por suerte, como los átomos de los dos elementos son ligeros (contienen muy pocos protones y neutrones en su núcleo), es un ciclo fácil de representar gráficamente.

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Sometidos a las condiciones del interior de una estrella, dos átomos simples de hidrógeno (1H) se unen para formar deuterio (2H) , un isótopo de este gas. Durante el proceso, uno de ellos pierde parte de su masa y se convierte en un neutrón.

El deuterio se combina con otro átomo de hidrógeno simple para formar Helio-3 (3He), que es un isótopo poco estable del helio. Para adquirir más estabilidad, los átomos de helio-3 tienden a combinarse entre sí para formar helio-4 (4He). Durante esta última fusión, sobran dos protones que se separan del núcleo para volver al ciclo de nuevo.

En cada paso, además de convertir átomos de un elemento en otros elementos nuevos, la reacción va liberando energía, que calienta la estrella lo suficiente como para que brille.



Las primeras estrellas eran enormes, ya que estaban compuestas en su totalidad por hidrógeno y helio, sin otros elementos “impureza” que limitaran su capacidad de fusión nuclear. Se estima que estas estrellas tenían de media entre 3 y las 16 veces la masa de nuestro sol.

Esto vino muy bien a la hora de crear nuevos elementos con muchos protones en su núcleo (más pesados) porque, cuanto más protones contengan los elementos que intentemos fusionar, más carga eléctrica tendrán y más potente será la fuerza de repulsión entre ellos, así que tendremos que ejercer una fuerza mayor para unirlos. En el interior de estas estrellas gigantescas, la temperatura y la presión producidas sobre el núcleo por toda su masa era suficiente para sobreponerse a la repulsión entre los átomos de elementos más pesados, como el oxígeno, el nitrógeno o el carbono.

Las primeras estrellas empezaron a fusionar átomos del elemento más ligero que las componía, el hidrógeno, convirtiéndolo en helio. Por supuesto, sus reservas de hidrógeno eran limitadas y, cuando este gas empezaba a escasear, la reacción perdía un poco de fuelle. Pero eso le daba igual a las estrellas: las condiciones de calor y presión de sus núcleos continuaban produciendo energía, forzando la fusión entre elementos más pesados.

Cuando el helio empieza a aparecer, los átomos de este elemento empiezan a fusionarse entre sí para formar berilio. Con la entrada en escena de este elemento, queda vía libre para la formación de una cascada de elementos nuevos.

La fusión no se da sólo entre átomos del mismo elemento: también puede darse entre núcleos que contienen un número de partículas diferente. Por ejemplo, el berilio se fusiona también con el helio, produciendo carbono.

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O sea que, en dos reacciones, se triplica la cantidad de partículas que contiene un núcleo de helio, convirtiéndolo en carbono. A base añadir a otros átomos núcleos de helio, se obtienen a una gran variedad de elementos pesados: carbono, oxígeno, neón, magnesio… Aquí unos cuantos ejemplos.

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Debo añadir que la fusión con átomos helio (o proceso alfa) no es el único proceso por el que se sintetizan elementos nuevos en una estrella, pero es más fácil de explicar. De hecho, es el que menos contribuye a la producción energética estelar, siendo más importanes el ciclo CNO y la cadena protón-protón.

Mientras nuevos elementos con más partículas en el núcleo (y por tanto más densos) van apareciendo, los materiales más densos se hunden hacia el centro de la estrella. De esta manera, el material se organiza por capas, y entre cada una de estas se produce la fusión de elementos distintos.

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Estas reacciones de fusión nuclear entre distintos elementos se mantienen estables mientras van depositando níquel en el núcleo de la estrella. Hasta el momento, hemos sintetizado estos elementos:



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Antes de seguir, hagamos un repaso rápido sobre la estructura interna de las estrellas para entender qué ocurrirá cuando vuelva a hablar del níquel.

Durante la vida de una estrella, la tremenda explosión nuclear ininterrumpida que tiene lugar en el núcleo queda confinada por la fuerza gravitatoria ejercida por toda la masa que la envuelve, que empuja la onda explosión hacia dentro y la contiene.

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A su vez, esta onda expansiva central mantiene a raya la masa del resto de la estrella y evita que la fuerza gravitatoria colapse la estrella entera.

Pero, cuando aparece níquel en la reacción de fusión nuclear, el siguiente paso en el eslabón es el zinc.

La fusión del níquel con helio para formar zinc no produce energía cuando la reacción tiene lugar, sino que la absorbe. Cuando el núcleo de la estrella acumula suficiente níquel, llega un momento en el que su fusión para formar zinc absorbe toda la energía producida, la reacción en el centro de la estrella se detiene y deja de empujar el resto de la estrella hacia afuera. De pronto, el peso entero de la estrella se precipita todo hacia el núcleo.

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Cuando esto ocurre, la estrella entera se comprime. Las presiones que aparecen en todo su volumen son tan grandes, que en la totalidad de la masa de la estrella se desencadenan reacciones de fusión nuclear descontroladas.

Esta vez, no hay nada alrededor de la estrella que contenga la explosión y todo el volumen estalla con una energía sin precedentes, liberando al espacio toda la materia que contenía con violencia. A esto se le llama una supernova.

La explosión es tan energética que, mientras salen despedidos hacia el espacio, muchos de los elementos se combinan con los protones y neutrones que también son eyectados a velocidades inmensas, formando los elementos más pesados de la tabla periódica, como el platino, el mercurio, el osmio, el oro o… Bueno, todo lo que faltaba en la última imagen de la tabla periódica.

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Las remanentes de una supernova, una nube en expansión que se encuentra a 3.000 años luz de la Tierra y mide 150 años luz de diámetro.

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De esta manera, las primeras estrellas sintetizaron en su interior los elementos que hoy componen el universo que nos rodea y los difuminaron por el espacio, donde pasarían a formar parte de nuevas estrellas que continuarían con el proceso de fusión y crearían más elementos pesados. Al final, estos elementos terminarían acumulándose para dar lugar a cometas, asteroides, planetas rocosos y pequeños cúmulos de materia capaces de hacerse preguntas a sí mismos sobre su propio origen.

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