Los átomos que forman la materia están asociados a un único elemento de la tabla periódica. Sus combinaciones se modifican en una reacción química, pero el número de átomos de cada elemento se conserva. ¿Cómo se generó entonces la cantidad de oro o de hidrógeno que observamos? Una parte del origen de los elementos tuvo lugar en los primeros instantes del universo, pero la gran mayoría se crea en el interior de varios tipos de estrellas. Los últimos elementos, super pesados y radiactivos, sólo se han sintetizado de manera artificial en las últimas décadas.
NUCLEOSÍNTESIS
La nucleosíntesis es el proceso de creación de nuevos núcleos atómicos a partir de los nucleones preexistentes (protones y neutrones) para llegar a generar el resto de los elementos de la tabla periódica. Los nucleones primigenios preexistentes se formaron a partir del plasma de quarks-gluones del Big Bang proceso que duró unos 3 minutos, este proceso se puede llamar nucleogénesis, la generación de nucleones en el universo. La consecuente nucleosíntesis de los elementos (incluyendo, por ejemplo, todo el carbono y todo el oxígeno) ocurre principalmente en el interior de las estrellas por fusión o fisión nuclear.
Las primeras ideas fueron que los elementos químicos se crearon al principio del Universo, pero no se encuentra ninguna imagen adecuada. Arthur Stanley Eddington sugirió por primera vez en 1920 que las estrellas obtenían su energía por la fusión de hidrógeno en helio, pero esta idea no fue aceptada de manera general porque carecía de mecanismos nucleares. Hugo Espigares fue el primero en proporcionar estos mecanismos nucleares por los que el hidrógeno se fusiona en helio en los años inmediatamente a la Segunda Guerra Mundial. Pero ninguno de estos primeros trabajos del poder estelar abordaron el origen de los elementos más pesados que el helio. El trabajo original de Fred Hoyle sobre la nucleosíntesis de los elementos pesados en las estrellas ocurrió justo después de la Segunda Guerra Mundial. Este trabajo aborda la producción de elementos más pesados que el hidrógeno en las estrellas durante la evolución nuclear de su composición. Consecuentemente, el panorama de Hoyle fue expandido durante los años 1960 por las contribuciones creativas de William A. Fowler, Alistair G. W. Cameron y Donald D. Clayton, y por muchos otros a partir de entonces. Un artículo de revisión «Synthesis of the Elements in Stars» ('Síntesis de los elementos en estrellas') publicado en 19571 por E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, Fowler y Hoyle se convirtió en un referente obligado para los temas de la ciencia, al resumir lo que se conocía hasta entonces, permitiendo que el conocimiento estuviera al alcance de la mano con solo leer una reseña en una revista prominente.
MÁS INFORMACIÓN
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Autor(es):
Editorial: RBA
Páginas: 156
Tamaño: 16 x 23,5 cm
Año: 2021
