Nucleosíntesis
Cada átomo de tu cuerpo se forjó en el Big Bang o en el interior de una estrella — tu origen cósmico está escrito en la tabla periódica.
Nucleosíntesis primordial
Unos tres minutos después del Big Bang, el universo se había enfriado lo suficiente para que protones y neutrones pudieran fusionarse en los primeros núcleos atómicos. En una ventana de apenas veinte minutos se formaron casi exclusivamente hidrógeno y helio, además de trazas de litio. Después, el universo ya se había expandido y enfriado tanto que la fusión nuclear se detuvo.
¿Por qué no continuó? No existen núcleos atómicos estables con número másico 5 u 8 — cualquier intento de fusionar ⁴He con un protón o neutrón adicional, o con un segundo ⁴He, se desintegra de inmediato. Sin estos pasos intermedios, y sin las densidades y los tiempos, órdenes de magnitud mayores, del interior de las estrellas, el universo primitivo no tenía camino hacia elementos más pesados.
Fusión en el interior de las estrellas
Todo lo más pesado que el litio se forma únicamente en las estrellas. En el núcleo de una estrella, bajo enorme presión y a temperaturas de millones de kelvin, cuatro núcleos de hidrógeno se fusionan primero en un núcleo de helio — el proceso que hace brillar al Sol desde hace 4600 millones de años. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo, la estrella se contrae, se calienta aún más y enciende la siguiente etapa de fusión.
En el llamado proceso triple alfa, tres núcleos de helio-4 se fusionan en carbono-12 — un paso intermedio notablemente improbable que solo funciona porque el carbono posee, por casualidad, un estado energético excitado adecuado. Las estrellas masivas encienden después nuevas etapas de fusión hasta el silicio y finalmente hasta la región del hierro-56 y el níquel-62 — allí la curva de energía de enlace alcanza su máximo (exactamente en el níquel-62, por muy poco por delante del mucho más abundante hierro-56) y la fusión ya no libera energía.
Con cada etapa de fusión aumenta la temperatura necesaria y el tiempo de combustión se acorta drásticamente — en una estrella masiva, la última etapa antes del núcleo de hierro suele durar apenas horas.
Más allá del hierro: captura de neutrones
Como a partir del hierro la fusión consumiría energía en lugar de liberarla, todos los elementos más pesados — del cobalto al uranio — surgen por otra vía: la captura de neutrones libres, que no necesitan vencer ninguna repulsión electrostática. Tras cada captura, un núcleo inestable puede convertir un neutrón en un protón mediante desintegración β⁻ y ascender así al siguiente elemento. Según la rapidez con la que incidan los neutrones, se distinguen dos procesos radicalmente distintos.
Cuando LIGO/Virgo midió el 17 de agosto de 2017 las ondas gravitacionales de la colisión de dos estrellas de neutrones, telescopios de todo el mundo observaron al mismo tiempo un característico estallido de luz — una kilonova. Su evolución de color coincidió exactamente con las predicciones para material recién sintetizado por el proceso r: la primera prueba directa de que las colisiones de estrellas de neutrones realmente lanzan oro y otros elementos pesados al espacio.
El origen cósmico de los elementos
Si se reúnen todas las vías de formación, puede determinarse para prácticamente todos los elementos de la tabla periódica su lugar de origen cósmico — un resultado de décadas de astrofísica que puede representarse de forma intuitiva como un mapa de procedencia.