¿De dónde venimos? Esta sencilla pregunta surge de un deseo básico de comprender nuestros orígenes y tiene muchos significados. Puede referirse a nuestra ascendencia e implicar trazar un mapa de nuestro árbol genealógico. Puede significar pruebas de ADN para averiguar de qué partes de la tierra proceden nuestros antepasados. Pero para mí es algo más grande que todo eso: significa averiguar dónde se forjó cada átomo de mi cuerpo. Sé que todos los átomos se forman en las estrellas, pero ¿cómo y dónde? He pasado toda mi carrera tratando de averiguarlo.
Nació la astrofísica
Sin embargo, reacciones de fusión como ésta no podrían explicar cómo se forman todos los elementos, sólo los que tienen un peso atómico hasta el del hierro, incluido. Los núcleos tienen carga positiva (debido a sus protones) y cuanto más pesados son, más difícil les resulta superar las fuerzas electrostáticas repulsivas y fusionarse. Los elementos más pesados existen en el universo, por supuesto, pero la cuestión de cómo llegan a él ha estado abierta durante décadas.
B2FH sugirió que los elementos más pesados podrían formarse por núcleos pesados que capturan neutrones, ya que la falta de carga de estas partículas hace que sean más fáciles de captar que los protones cargados positivamente. B2FH propuso dos formas de que estas capturas de neutrones pudieran tener lugar en el interior de las estrellas.
La primera implica a estrellas con un número relativamente pequeño de neutrones (alrededor de 108neutrones por centímetro cúbico), en las que las reacciones de captura de neutrones tardan años en producirse. Es el llamado proceso s (s de lento). En este caso, sólo capturan neutrones los isótopos estables -átomos del mismo elemento con distinto número de neutrones- y sus vecinos más próximos. Los físicos nucleares llevan casi un siglo estudiando los isótopos estables, por lo que sus propiedades y su funcionamiento en el interior de una estrella son bien conocidos.
El segundo tiene que ver con estrellas con un gran número de neutrones (unos 1022neutrones por centímetro cúbico), en las que las reacciones de captura de neutrones tardan sólo unos segundos en producirse. Se trata del proceso r (r de rápido), y en aquel momento no se sabía si existía alguna estrella adecuada en la que esto pudiera ocurrir realmente. Pero hace unos cinco años, se detectó una fusión de estrellas de neutrones que podría ser el lugar perfecto.
Antes se pensaba que los procesos s y r eran responsables de la producción de aproximadamente la mitad de los elementos pesados del universo, con algunas pequeñas contribuciones de un proceso rico en protones llamado proceso p. Sin embargo, con los telescopios más potentes llegaron nuevas observaciones astronómicas, y algunas de ellas no se ajustan a esta imagen.
Estas observaciones son, por ejemplo, las siguientes
Estas observaciones son algo así como “arqueología estelar”. El objetivo es buscar estrellas antiguas, aquellas que crearon por sí mismas la mayoría de los elementos que contienen o los obtuvieron de un único vecino cercano.
Al principio, con un pequeño número de observaciones de estas estrellas antiguas, no encontramos ninguna sorpresa. Todas podían explicarse mediante procesos s y r. Sin embargo, en los últimos 5 a 10 años, se han realizado un gran número de observaciones que no se ajustan a los patrones de los procesos s y r, lo que ha llevado a replantearse por completo cómo se forman los elementos pesados.
Ya teníamos procesos lentos y rápidos, pero parece que la pieza que faltaba en el rompecabezas era algo intermedio. El proceso i (abreviatura de intermedio) implica una cantidad mediana de neutrones (entre 1013 y 1015 por centímetro cúbico) y las reacciones de captura de neutrones se producen en el transcurso de minutos. Si se añade este proceso a la mezcla, los modelos se ajustan a los nuevos datos de observación, lo que sugiere que podría explicar lo que ocurre en esas estrellas misteriosas descubiertas por telescopios más potentes.
Para llegar a este punto han tenido que producirse muchos avances científicos. Telescopios más avanzados produjeron observaciones que no podían explicarse con los conocimientos actuales. Al mismo tiempo, los ordenadores avanzados permitieron desarrollar modelos tridimensionales de las estrellas, que demostraron que los interiores estelares son mucho más desordenados de lo que podían describir los modelos antiguos. Por último, los descubrimientos y avances en la ciencia de los isótopos raros permitieron conocer experimentalmente las propiedades de casi todos los isótopos implicados en el proceso i. Conocer las masas de estos isótopos, cuánto tiempo viven, cómo se desintegran y qué radiación emiten son datos importantes que se incluyen en los modelos astrofísicos.
Lo único que falta es la probabilidad de que cada uno de estos isótopos raros capture neutrones. Ésta es una propiedad extremadamente difícil de medir en el laboratorio porque ambas partes (el neutrón y el isótopo raro) viven poco tiempo. Éste es exactamente mi campo de investigación: como no podemos medir directamente estas reacciones nucleares, diseñamos experimentos que nos ayudan a producir el producto de la reacción de distintas formas. Una vez que producimos este núcleo, estudiamos sus propiedades, como el tipo de radiación que emite y la cantidad de energía que libera. Estos estudios experimentales nos permiten afinar los modelos astrofísicos para saber cómo y dónde tiene lugar el proceso i.
Aún estamos lejos de comprender plenamente cómo se producen los elementos pesados en el universo. Cuanto más aprendemos, más nos damos cuenta de que nuestra simple imagen de la nucleosíntesis es incompleta. La introducción del proceso i nos acerca un poco más a la verdad, pero aún no sabemos dónde podría tener lugar ni en qué medida contribuye a la mezcla de elementos del sistema solar. Y también queda mucho por aprender sobre el proceso r, como por ejemplo si hay lugares en el universo fuera de las fusiones de estrellas de neutrones donde podría producirse. El principal reto reside en que los núcleos implicados no pueden ser producidos por nuestros aceleradores de partículas actuales. Sin embargo, las instalaciones de próxima generación, como la Instalación de Rayos de Isótopos Raros (FRIB) de la Universidad Estatal de Michigan, podrán descubrir cientos de nuevos isótopos raros, nunca antes producidos en la Tierra.
Con información de Artemis Spyrou
