Los nucleos pesados y las constantes fisicas

A medida que la materia cosmica primitiva gaseosa -hidrogeno y helio- va compactandose bajo la accion de la gravedad para dar galaxias, y en ellas, estrellas, la energia potencial gravitatoria del gas se convierte en energia termica y energia de radiacion. En otras palabras, a medida que una nube de gas se va colapsando, el gas se calienta, hasta que llega a una temperatura- unos diez millones de grados- donde las colisiones entre los nucleos atomicos son suficientemente violentas para producir reacciones de fision nuclear.
En estas reacciones nucleos ligeros se unen para formar nucleos mas pesados, liberandose grandes cantidades de energia de manera que el gas se calienta tanto que su presion expansiva contraresta la presion de la gravedad, asi que la estrella tiende a comprimirse.

En una primera etapa de la evolucion estelar, el hidrogeno forma helio. Cuando se acaba el hidrogeno, se acaba el combustible, la estrella se enfria y su presion interna disminuye, de manera que se contrae bajo la accion de la presion de la gravedad. No obstante, esta contraccion vuelve a calentar la estrella hasta llegar a una temperatura -unos cien millones de grados- donde tres nucleos de helio pueden dar un nucleo de carbono. Esto produce, durante un cierto intervalo, una nueva expansion de la estrella, hasta que se acaba el helio.



Esto es lo que sucedera dentro de unos cinco millones de años con el Sol: al empezar la combustion de helio su tamaño aumentara hasta engullir a Mercurio y Venus, lo cual hara aumentar considerablemente la temperatura en la Tierra.
A continuacion, si la estrella es suficientemente grande, se inicia la combustion del carbono -a unos quininetos millones de grados- dando silicio y otros elementos. Este proceso puede llegar hasta la produccion de nucleos de hierro, que es el nucleo mas estable. De hecho, las estrellas mas grandes del Universo tienen diversas capas, las mas internas son las mas calientes y contienen los atomos pesados. Si las estrellas son lo bastante grandes, al acabarse el combustible nuclear, la parte interna se colapsa bruscamente; la parte externa cae violentamente sobre el nucleo superdenso, donde rebota y lanza al espacio capas externas en forma de una gran explosion, lo que se conoce como Supernova.

En estos procesos tan violentos -en pocos minutos se libera muchas mas energia que la que ha podido dar el Sol en todos sus años de vida- se forman atomos mas pesados que el hierro, como la plata, el oro, el plomo o el uranio. Como resultado de esta explosion el espacio cercano a las estrellas primitivas se enriquece de atomos pesados, que permitiran que estrellas de segunda generacion que se formen a partir de el puedan tener sistemas planetarios con materiales pesados. Algunos de esos atomos llegaran a constituir materia viva.

Existen calculos detallados que rebelan que los procesos de formacion de nucleos pesados dependen muy sensiblemente de los valores de las constantes fisicas -como por ejemplo la constante de gravitacion, la carga o massa del electron, la constante de interaccion nuclear debil...-. Por ejemplo si la constante de gravitacion fuera ligeramente inferior o superior, el Universo se habria expandido demasiado rapidamente lo que habria impedido la formacion de las galaxias que hoy conocemos, o se habria contraido demasiado rapido como para que se hubiesen podido formar. O si la constante de interaccion nuclear debil fuera mas grande, las estrellas habrian explotado en una fase muy inicial, lo que hubiera impedido la formacion de atomos pesados.

Variaciones del orden de un cuatro por ciento de algunas de esas constantes fundamentales comportarian una reduccion de los niveles de carbono de hasta tres cientas veces el que tenemos ahora.

Texto de David Jou.