El Origen Cósmico de los Elementos Pesados

Si pudieras preguntar a los átomos de oro que forman un anillo o a los de platino que están en un catalizador, ¿dónde se formaron? La respuesta seguramente te sorprendería. Estos elementos, junto con otros pesados de la tabla periódica como el uranio o el plomo, tienen orígenes cósmicos que podríamos considerar entre violentos y exóticos.

Durante décadas, los mecanismos y sus lugares de nacimiento fueron de los grandes misterios de la astrofísica, una pieza faltante en nuestra comprensión de cómo el universo fabrica la materia que nos rodea. Hoy, gracias a una combinación de teoría nuclear, observaciones estelares y la revolucionaria astronomía multimensajera, creemos haber encontrado la respuesta en uno de los eventos más cataclísmicos del cosmos: la fusión de estrellas de neutrones.

Nuestro viaje comienza con la nucleosíntesis estelar. Las estrellas son gigantescas fábricas nucleares que fusionan elementos ligeros en otros más pesados, liberando energía en el proceso. Para el caso de las más masivas, este camino y su estructura teórica funcionan maravillosamente hasta que llegamos al hierro, el elemento número 26. Más allá de él, la fusión nuclear ya no libera energía, sino que la consume. Entonces, ¿cómo crea el universo los más de 60 elementos más pesados que el hierro? La respuesta radica en un fenómeno llamado captura de neutrones. Cuya historia nos remonta a la segunda parte del siglo XX.

El 1 de octubre de 1957 se publicó un famoso artículo llamado B²FH. El título era sencillo: Síntesis de los Elementos en las Estrellas, y las iniciales de los apellidos de los autores dieron con el tiempo el conocido acrónimo: Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William A. Fowler y Fred Hoyle.

En este trabajo, los científicos postularon dos mecanismos principales para la generación de elementos pesados. Por un lado, el proceso-s (captura lenta de neutrones), que ocurre en las etapas finales de estrellas de masa baja e intermedia y produce aproximadamente la mitad de los isótopos pesados; y por otro, el proceso-r (captura rápida de neutrones), responsable de la otra mitad, incluyendo los elementos más pesados y ricos en neutrones como el oro, el estroncio, el platino y el uranio. Si bien el sitio del proceso-s se identificó relativamente pronto en las estrellas gigantes rojas, los lugares donde se daba el proceso-r permanecieron esquivos durante más de medio siglo.

La naturaleza del proceso-r exigía condiciones físicas extremas: una densidad de neutrones increíblemente alta, más de cien mil billones de billones de neutrones por centímetro cúbico, esto es 10²⁰ n/cm³, y temperaturas de miles de millones de grados, todo ello en un entorno que se expandiera rápidamente en cuestión de segundos.

Durante mucho tiempo, el candidato principal fueron las supernovas de colapso de núcleo, las explosiones titánicas que marcan la muerte de estrellas masivas; parecía lógico. Sin embargo, los modelos teóricos detallados tropezaban una y otra vez. Simular las condiciones exactas dentro de una supernova resultó complicado, y a menudo, las interacciones con los neutrinos u otros factores impedían alcanzar la densidad de neutrones necesaria para que el proceso-r funcionara eficientemente y reprodujera las abundancias observadas en el Sistema Solar y en estrellas antiguas.

Mientras la comunidad científica luchaba con los modelos de supernova, una idea alternativa comenzó a ganar terreno a partir de la década de 1970, propuesta por pioneros como James Lattimer y David Schramm. ¿Qué pasaría si dos estrellas de neutrones –los residuos ultradensos dejados por algunas supernovas– colisionaran? Estos objetos son, por naturaleza, increíblemente ricos en neutrones y densos, una cucharadita de su materia pesaría miles de millones de toneladas. Así, la fusión sería un evento extraordinariamente violento que expulsaría parte de esta materia rica en neutrones al espacio.

Según los cálculos, las condiciones durante y después de la fusión –densidades extremas, temperaturas adecuadas y una rápida expansión del material eyectado– parecían encajar perfectamente con los requisitos del proceso-r. Además, ya en los años 90 del siglo pasado y la primer década de este, algunos investigadores propusieron que estas fusiones podrían ser la fuente de los misteriosos estallidos cortos de rayos gamma (sGRBs) y que la desintegración radiactiva de los elementos recién creados por el proceso-r produciría un resplandor térmico característico, una «kilonova». A pesar de la elegancia teórica, faltaba la prueba definitiva: observar una fusión de estrellas de neutrones y su kilonova asociada.

Esa prueba llegó de forma espectacular el 17 de agosto de 2017. Los detectores de ondas gravitacionales LIGO y Virgo captaron las señales de dos estrellas de neutrones fusionándose, un evento bautizado como GW170817. Segundos después de las ondas gravitacionales, el telescopio espacial Fermi detectó un estallido corto de rayos gamma (llamado GRB 170817A) desde la misma región del cielo. Y en las horas y días siguientes, telescopios de todo el mundo observaron un punto de luz en una galaxia llamada NGC 4993, ubicada a unos 130 millones de años luz, en dirección de la constelación de Hydra. Esta era la kilonova que estaban esperando. El análisis espectral de la luz reveló la firma inconfundible de elementos pesados recién sintetizados, como el estroncio y quizás incluso lantánidos, confirmando que el proceso-r había ocurrido allí. ¡La alquimia cósmica había sido capturada infraganti!

El mecanismo del proceso-r es fascinante. En el entorno extremadamente denso en neutrones de la fusión, los núcleos atómicos existentes son bombardeados por un flujo masivo de neutrones. Estos son capturados mucho más rápido de lo que tardan en desintegrarse radiactivamente (mediante decaimiento beta), lo que crea isótopos súper pesados y muy inestables, muy lejos del «valle de estabilidad» nuclear. Una vez que el material es expulsado y la densidad de neutrones disminuye, estos isótopos exóticos sufren una cascada de decaimientos beta, transformando neutrones en protones y acercándose gradualmente a la estabilidad, poblando así el universo con los elementos pesados estables que conocemos.

Hasta ahora, la abrumadora mayoría de las evidencias nos dicen que las fusiones de estrellas de neutrones proporcionan el entorno ideal de varias maneras. Durante la caótica colisión final, las fuerzas de marea desgarran las estrellas y expulsan dinámicamente una pequeña fracción de masa solar (~0.01 M_☉) de materia neutrónica pura. Además, el objeto resultante (un agujero negro o una estrella de neutrones hipermasiva de corta duración) suele estar rodeado por un disco de acreción caliente y denso, del cual se expulsan vientos ricos en neutrones. Ambos tipos de eyecciones son sitios propicios para el proceso-r.

Aunque GW170817 fue una confirmación rotunda, la historia no está del todo cerrada. ¿Son las fusiones de estrellas de neutrones el único sitio del proceso-r, o podrían ciertos tipos exóticos de supernovas contribuir también, especialmente en el universo temprano? ¿Cuánta materia y qué elementos exactos se producen en cada fusión? Responder a esto requiere no solo más observaciones de eventos similares, sino también un conocimiento más preciso de la física nuclear de los isótopos exóticos involucrados.

Sin embargo, el descubrimiento del origen de los elementos más pesados es un triunfo de la perseverancia científica, un viaje que abarcó desde las predicciones teóricas de mediados del siglo XX hasta la detección directa de las ondas gravitacionales y la luz de una kilonova en el siglo XXI. Y nos recuerda que cada átomo de oro, cada átomo de platino, estroncio o uranio, es un mensajero de una alquimia cósmica ocurrida hace eones en la danza mortal de las estrellas de neutrones.

Referencias

• The formation of the heaviest elements
• The creation of the heaviest elements
• The alchemy of neutron stars
• Neutron star collisions are a “goldmine” of heavy elements, study finds