El Origen De Los Elementos

6Kr

Las teorías actuales consideran que un segundo después del Big Bang la temperatura del universo era

del orden de 1010 K y la densidad de radiación era muy alta. Los constituyentes del universo eran

neutrones, protones (núcleos de hidrógeno), electrones, positrones, neutrinos y fotones. A medida que el

universo se expandía, parte de los neutrones se convertían en protones y electrones (estando aislado un

neutrón vive cerca de 11 minutos) y los protones se combinaban con otros neutrones para formar

núcleos de deuterio (2H), a partir de cual se producían tritio (3H), 3helio (3He) y 4helio (4He). Las

siguientes reacciones deben de haber tenido lugar durante los primeros tres minutos des del Big Bang:

1n (neutrón) → 1H+ (protón) + 0e− (electrón o partícula β) + neutrino

1n + 1p+ → 2H+ (deuterio)

1n + 2H+ → 3H+ (tritio)

3

H+ → 3He2+ (3helio) + 0e−

1n + 3He2+ → 4He2+ (4helio o partícula α)

Nótese que los elementos no se hallan en forma atómica sino iónica, ya que a las altas temperaturas

existentes todos los átomos se encuentran completamente ionizados. Se considera que el universo

primitivo consistía casi exclusivamente de hidrógeno, deuterio, una muy pequeña proporción de tritio y

algo de helio. El proceso de captura neutrónica, sin embargo, no pudo haber dado lugar a la formación

de elementos superiores, particularmente teniendo en cuenta que no existen elementos de masa 5 y 8.

La formación de los elementos superiores puede interpretarse como una serie de fusiones nucleares

consecutivas que ocurren en el interior de las estrellas. Éstas se formaron a tiempos mucho mayores

como resultado del enfriamiento del universo en expansión. A medida que se va formando helio, las

estrellas se contraen debido a la disminución del número de partículas y aumenta su temperatura debido

a la energía liberada (equivalente a la masa perdida durante el proceso, E = m.c2), dando lugar a la

formación de los elementos superiores. La fusión de 4He con otros elementos favorece la formación de

elementos de masa 12 (12C), 16 (16O), 20 (20Ne), 24 (24Mg), 28 (28Si), etc., que poseen abundancias

mayores que los elementos con masas intermedias: 14N, 19F, 23Na, 27Al, etc.:

12

C6+ + 4He2+ → 16O8+ + energía

En el interior de las estrellas no es posible formar elementos más complejos que el hierro (56Fe), ya que

la desintegración de los elementos de masa mayor, que ocurre a altas temperaturas, compite con la

fusión. Observar que a medida que aumenta el número de protones en el núcleo la carga positiva

aumenta y la combinación con núcleos de helio, también cargados positivamente, es mucho más

improbable. El 56Fe es, por ello,

...