Producción y evolución de los elementos químicos
Los astrónomos saben que todo el hidrógeno, helio, deuterio, y una pequeña cantidad de Litio se formó en los primeros 20 minutos del Big Bang. Esta síntesis primordial de estos elementos únicamente resultó una condición necesaria para la formación de estrellas. La atracción gravitacional produjo que la materia difusa se confinara y contrayera. Las primeras protoestrellas estaban constituídas por los elementos químicos del Big Bang. Durante su evolución, las estrellas queman parcialmente el hidrógeno y helio para formar elementos más pesados, como el oxígeno, carbono, nitrógeno, sodio, etc.
La síntesis termonuclear de hidrógeno requiere temperaturas de al menos unos 10 millones de grados, pero esta temperatura es insuficiente para generar elementos con masas atómicas incluso mayores (hierro, cobalto, uranio, etc.) Esos elementos son producidos en los procesos más violentos en el universo: las explosiones de supernovas. Una estrella que comienza su evolución con más masa que ocho masas solares tiene una corta vida y muere originando una explosión de supernova que deja una superdensa estrella de neutrones o un agujero negro como remanente. Los agujeros negros con masa estelar no proporcionan materia para la produción de nuevas generaciones de estrellas porque poseen tiempos de vida muy largos del orden de 1065 años (¡agujeros negros supermasivos duran sorprendentemente unos 10100 años!).
La
segunda generación de estrellas incluye materiales del Big Bang
y de los procesos de combustión de la primera generación
de estrellas. Una tercera generación de estrellas se forma a partir
de las "cenizas" de la segunda generación de estrellas,
y así sucesivamente. El contenido en "metales" (los astrónomos
se refieren como metales a todos los elementos más pesados que
el helio) crece desde una generación a la siguiente. El reciclado
químico continuará hasta que la materia en el Universo,
incluídos los planetas, enanas marrones, gas, polvo, e incluso
galaxias enteras, acabe siendo capturado por agujeros negros.
El
Universo entrará en la era "agujero-negro" en aproximadamente
1050 años. Aún no está claro cuánto durará
esta era "muerta", pero muchos cosmólogos creen que los
agujeros negros dominarán el universo durante otros 10100 años.
Nosotros todavía no nos atrevemos a predecir que ocurrirá
después...
En una galaxia, en un momento determinado, puede haber estrellas de diferentes masas, edades, y generaciones. Diferentes estimaciones de la edad de nuestra Galaxia sugiere valores entre 12 y 18 miles de millones de años. Sin embargo, aunque los astrónomos todavía no han encontrado estrellas que pertenezcan a la primera generación (aquellas que no contienen metales), estrellas con 100000 veces menos el contenido en metales que el Sol han sido descubiertas muy recientemente. Resulta interesante que el enriquecimento de la Galaxia haya ocurrido tan rápidamente. En los primeros dos mil millones de años de la evolución de la Galaxia, el número de átomos de diferentes metales en el medio interestelar ha crecido en un factor de aproximadamente un millar. Así en principio, estrellas con uno y diez mil millones de años quizás contengan un número similar de átomos de estos metales.
La materia eyectada por explosiones de supernova al medio interestelar contiene todos los elementos de la tabla periódica. Sin embargo, este escenario resulta obviamente demasiado simplificado por al menos dos razones. Primero, varios tipos de supernovas eyectan distintas cantidades de oxígeno, hierro, uranio, etc., y segundo, estrellas de baja masa de tipo solar brillan durante al menos 10 mil millones de años mientras estrellas masivas duran sólo algunos millones de años. Esto significa que estas últimas son la causa principal de la existencia de materia reciclada y de la producción de todos los elementos pesados. Estos y otros factores deberían ser tenidos en cuenta cuando se trata de explicar por qué algunas estrellas muestran ciertos patrones de abundancia que no se observan en otras.
Las explosiones ultra energéticas condicionan la producción de elementos químicos en el interior estelar. En una serie de artículos analizamos espectros de alta calidad obtenidos con diferentes telescopios en La Palma (WHT), Chile (VLT) y Hawai (Keck) y muestran que la cantidad relativa de oxígeno es más alta en las atmósferas de las estrellas más viejas de nuestra Galaxia que lo que los modelos basados en productos de supernovas estándard predicen. La eficiente producción de oxígeno a causa de supernovas débiles (las cuales eyectan pequeñas cantidades de Fe) y/o estrellas masivas en la Galaxia temprana están entre los escenarios más convincentes para la interpretación de estos resultados. Si alguna vez ha existido una primera generación de hypernovas en la Galaxia, estrellas masivas o supernovas débiles, podrían haber producido berilio, azufre, oxígeno proto-galáctico y algunos otros elementos. Este escenario podría ser evaluado con la medida de abundancias químicas en las estrellas más viejas ultra pobres en metales en el halo galáctico (véase la Fig. 1).
Fig. 1