Nucleosíntesis

Es un lugar común afirmar que los elementos químicos provienen de las estrellas. Esta afirmación es cierta para la mayor parte de elementos, si bien los últimos han sido sintetizados en la Tierra y no se han visto rastros de los mismos en el resto del universo. En un breve resumen de la nucleosíntesis, es decir, la formación de los núcleos de los átomos, se conocen diferentes etapas. Resumiremos toda la vida del universo en quince líneas (Giménez, 2019). En la tabla periódica adjunta (figura 1) se puede ver el origen de cada elemento, tal como se supone hoy que fue, en términos generales.

Inicialmente fue la física nuclear. Inmediatamente después de la gran explosión (big bang), aún sin estructuras definidas, se produce la nucleosíntesis primordial: al enfriarse la sopa de quarks se forman protones y neutrones, que, al enfriarse más, pasan a núcleos de hidrógeno, deuterio y helio (en la figura, son los elementos Big Bang). Estamos en los primeros veinte minutos de existencia. Al irse enfriando el universo, estos núcleos se agrupan en estrellas... 100 millones de años después.

Después se produce la nucleosíntesis en el interior de las estrellas. Dos núcleos de hidrógeno se fusionan dando helio mediante dos mecanismos diferentes: la cadena protón-protón (que se da en el Sol y en otras estrellas pequeñas. Son los elementos Small Stars), y el ciclo CNO, que da núcleos de C, N y O como productos intermedios que se regeneran y vuelven al ciclo. Ello ocurre en estrellas más masivas que el Sol. En la figura adjunta, son los elementos Large stars. La fusión del helio forma núcleos de Be y de C mediante un proceso denominado triple alfa. Y cuando la estrella envejece —las gigantes rojas, estadio al que el Sol todavía no ha llegado— se fusiona el C hasta Ne, Na, Mg, hasta llegar a Fe, que ya es un núcleo estable.

Unas cuantas estrellas pueden seguir evolucionando hasta llegar a ser supernovas. Cuando una supernova explota su núcleo de hierro capta neutrones y, paulatinamente, se van generando todos los elementos de la tabla periódica hasta el plutonio.... todo ello en pocos segundos (elementos Supernovae).

Los elementos de número atómico superior al plutonio (Z=94), junto con el tecnecio (Z=43) son obtenidos por transmutaciones radiactivas artificiales, pero esto ya es casi siempre obra del ser humano. Hay también otros mecanismos de formación de elementos, como la fusión de estrellas de neutrones o la acción de la radiación cósmica.

La violencia de la explosión de una supernova envía todos los núcleos producidos al espacio en forma de polvo interestelar, que por colapso gravitatorio puede dar lugar a otra estrella donde se seguirán formando elementos, o en planetas más o menos sólidos, y donde podrá empezar —por fin— la química, con átomos y moléculas, la bioquímica con moléculas orgánicas, y la biología con organismos. Y aquí estamos.

Figura 1. Nucleosíntesis estelar. Origen de los elementos

Pero no todo es tan sencillo. Hay excepciones notables en toda esta descripción, y quizás la más destacada es la estrella de Przybylski.

 

La estrella de Przybylski

Leí algo de esta estrella ya hace años, pero se me ha aparecido de nuevo en una conferencia a la que asistí recientemente, impartida por el prof. Joan Parellada, de la facultad de física de la UB. La estrella de Przybylski tiene el número de catálogo estelar HD 101065. Está a unos 355 años luz de la Tierra, en la constelación de Centauro. Tiene una magnitud aparente de +8,02. Fue descubierta en 1961 por el astrónomo polaco-australiano Antoni Przybylski.

Hasta aquí parece una estrella de tantas, una más de los miles de millones del universo. Pero es uno de los objetos estelares más extraños que se conocen. El examen de la luz que emite permite deducir su composición, como en todas las estrellas, y los astrónomos se sorprendieron por la presencia de muchos elementos, más que en otras estrellas. Inicialmente eran 51 elementos (Wegner, Petford 1974) y posteriormente se detectaron otros, hasta un total de 76 elementos. En la figura 2 se muestran, en amarillo o en azul claro, los elementos detectados en esta estrella. En las referencias indicadas se detallan las técnicas de identificación usadas, y los valores de la abundancia de cada elemento, cuando se han podido determinar.

Es muy notable la presencia de elementos lantánidos en una abundancia cinco órdenes de magnitud superior a su presencia en la Tierra, y de tres a cuatro órdenes de magnitud superior a su presencia en nuestro Sol. También hay una notable cantidad de elementos radiactivos entre el actinio (Z=89) y el einstenio (Z=99). Muchos de estos elementos, en la Tierra, se tienen que sintetizar en reactores nucleares. Estos elementos son de vida media muy corta, y su presencia en la estrella es un aspecto inexplicado por ahora. Se supone que se derivan de las reacciones nucleares de decaimiento del uranio y el torio, quizás modificados por el bombardeo de radiación del espacio exterior. Es también muy notable la presencia de tecnecio (Z=43). inexistente en la Tierra de forma natural, pero que se había detectado en el espacio desde 1951; también es destacable la presencia del prometio (Z=61), del que hay poquísima cantidad en nuestro planeta: en toda la Tierra se calcula una cantidad de 600 g. Llama la atención que no se hayan detectado —o, al menos, en las referencias citadas no son citados— los siguientes elementos, típicos de la nucleosíntesis estelar: Be, B, P, Ga, Ge, As, Sb y Bi.

La estrella de Przybylski se clasifica como una estrella peculiar, término técnico que se aplica a las estrellas que tienen una composición química muy diferente de las habituales. Hay cuatro clases principales: estrellas pobres en helio; estrellas de mercurio-manganeso; estrellas Ap, con campos magnéticos intensos y líneas fuertes de Si, Cr, Sr, Eu y otros metales; y estrellas Am, con líneas fuertes de muchos metales, pero con líneas débiles de Can y Sc. La estrella de Przybylski es del tipo Ap.

No hay, por ahora, una explicación convincente de por qué esta estrella tiene la composición que tiene.

Pero bajemos a la Tierra.

 

La sal rosa del Himalaya

En nuestro planeta hay una sustancia tan notable como la estrella de Przybylski: se trata de la sal rosa del Himalaya. Es muy conocido que en el Pakistán hay minas de sal: la mina de sal de Khewra, en el Punjab, es una de las mayores del mundo. Es ahí donde se extrae la sal rosa del Himalaya (si bien la mina está a un millar de kilómetros de la cordillera). Esta sal procede de evaporitas del periodo cámbrico, de entre 250 a 500 millones de años. Se explota desde el 1200 d. C., pero la comercialización en Europa es desde los años 90 del siglo XX, y fue el comerciante Peter Ferreira quien la introdujo en Alemania inicialmente. Se vende mucho más cara que la sal de mesa habitual, y se afirma, sin ninguna evidencia científica ni clínica, que tiene varias propiedades positivas para el bienestar y la salud, afirmaciones reiteradamente desmentidas por los expertos (Hall, 2014).

Hay un análisis químico cualitativo de la sal del Himalaya realizado por la técnica espectroscopica habitual, y publicado en The Salt Valley (2019) sin ninguna garantía de veracidad. Estos análisis han sido desmentidos por la Universidad de Clausthal y la agencia de protección del consumidor de Baviera. En todo caso, el análisis de The Salt Valley afirma que en esta sal hay, por orden alfabético, los siguientes elementos:

actinio, aluminio, antimonio, arsénico, ástato, azufre, bario, berilio, bismuto, boro, bromo, cadmio, calcio, carbono, cerio, cesio, cinc, circonio, cloro, cobalto, cobre, cromo, disprosio, erbio, escandio, estaño, estroncio, europio, flúor, fósfor, francio, gadolinio, galio, germanio, hafnio, hidrógeno, hierro, holmio, indio, iridio, iterbio, itrio, lantano, litio, lutecio, magnesio, manganeso, mercurio, molibdeno, neodimio, neptunio, niobio, niquel, nitrógeno, oro, osmio, oxígeno, paladio, plata, platino, plomo, plutonio, polonio, potasio, praseodimio, protactinio, radio, renio, rodio, rubidio, rutenio, samario, selenio, silicio, sodio, talio, tántalo, telurio, terbio, titanio, torio, tulio, tungsteno, uranio, vanadio y yodo. En total son 86 elementos. Son los marcados en azul claro o azul oscuro en la tabla periódica de la figura 2.

Sorprende la presencia de varios elementos radiactivos como el actinio, el torio, el plutonio o el neptunio. Igualmente es notable la afirmación de la presencia de ástato y de francio, los elementos menos abundantes en la Tierra de forma natural.

Figura 2. Coincidencias entre las composicioness cualitativas de la estrella de Przybylsi y la sal del Himalaya.

 

Comparación estrella-sal

Una primera comparación cualitativa de sus composiciones muestra que hay 70 coïncidencias de elementos presentes en la estrella y en la sal. Son los de fondo azul claro en la tabla periódica de la figura 2. Hay 9 elementos que solo están en la estrella. Son los de fondo amarillo. Todos esos, menos el helio, son radiactivos. En cambio, hay 16 elementos que parecen estar sólo en la sal. Todos menos el berilio son semimetales o no metales e indicados con fondo azul oscuro.

Parecería muy improbable que se tratara de una simple coïncidencia. Habría que buscar una explicación. Un argumento, que puede parecer inverosímil, seria que un trozo del núcleo de la estrella hubiera venido como meteorito hasta la Tierra, y, en épocas remotas, se hubiera incrustado en el Pakistán. Muchos de los elementos radiactivos inicialmente presentes ya habrían decaído y no estarían presentes en la sal. Es más difícil de explicar por qué habría en la sal del Himalaya los semimetales y los no metales, y en particular los halógenos. Habrá que seguir investigando....

(PS. Todos los datos del artículo son ciertos, en el sentido que todos se pueden encontrar publicados, y no hay nada inventado, excepto la hipótesis final. Naturalmente se trata de una broma. La comparación de las composiciones cualitativas entre la estrella y la sal no tiene ningún sentido científico)

 

Referencias (Webs consultadas en octubre de 2019)

Cowley, CR; Ryabchikova,T.; Kupka F.;Borde, DJ; Mathys, G; Bidelman WP (2000) Mi. Not. R. Astron. Zoco. 317, 299-309 https://deepblue.lib.umich.edu/bitstream/handle/2027.42/74704/j.1365-8711.2000.03578.x.pdf;jsessionid=AA1F32B3E09AB59092585F7372492EAF?sequence=1

Cowley C. (2000) http://www-personal.umich.edu/~cowley/przyb.html
Giménez, X. (2019) "L'origen dels Elements Químics" NPQ 484 3.º trimestre p.5-12

Hall, Harriett (2014) "Pass the salt" http://sciencebasedmedicine.org/pass-the-salt-but-not-that-pink-himalayan-stuff/

The Salt Valley (2014) https://themeadow.com/pages/minerals-in-himalayan-pink-salt-spectral-analysis y https://www.thesaltvalley.com/himalayan-salt-composition/ (2019)

Wegner, G.; Petford A.D. (1974) Mi. Not. R. astr. Zoco. 168, 557-575 http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1974mnras.168..557W&db_key=AST&nosetcookie=1

Wikipedia https://en.wikipedia.org/wiki/himalayan_salt

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Claudi Mans Teixidó
Claudi Mans Teixidó

Catedrático emérito de Ingeniería Química por la Universidad de Barcelona. Autor de los libros de divulgación científica: La truita cremada (2005, Ed. Col·legi de Químics de Catalunya, catalán) y Tortilla quemada (2005, Ed. Col·legi de Químics de Catalunya). Els secrets de les etiquetes (2007, Ed. Mina, catalán) y Los secretos de las etiquetas (2007, Ed. Ariel). La vaca esfèrica (2008, Rubes editorial, catalán). Sferificaciones y macarrones (2010, Ed. Ariel), La química de cada dia (2016, Publicacions de la Universitat de Barcelona, catalán) y La Química en la cocina: una inmersión rápida (2018, Tibidabo Ediciones).

Director científico del Comité Español de la Detergencia, Tensioactivos y Afines (CED). Vocal de la junta de la Associació Catalana de Ciències de l'Alimentació (ACCA) y del Colegio-Agrupación de Químicos de Catalunya.

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