Es difícil determinar con precisión cómo se formó el Sol y todos los objetos celestes relacionados gravitacionalmente con él, ya que nosotros, la humanidad de la Tierra, aún no habíamos nacido y ni siquiera se había formado nuestro planeta. Pero ir a buscar explicaciones sobre cómo se desarrollaron los eventos puede darnos una idea muy interesante sobre quiénes somos y qué somos.
Una de las hipotesis más acreditadas actualmente de la comunidad científica explicaría que la formación del Sistema Solar se inició hace unos 4.600 millones de años, densificándose gracias a la fuerza de gravedad (colapso gravitacional) de una pequeña parte de una gigantesca nube espacial, formada principalmente por plasma, partículas de hidrógeno molecular (es decir, presentes en forma de molécula, átomos de hidrógeno unidos a otros átomos de hidrógeno), gas y polvo, llamada nube molecular

Las inclusiones más antiguas encontradas en los meteoritos, que se piensa representan el primer material sólido que se formó en la nebulosa pre solar, tienen 4.568,2 millones de años; esta es básicamente una definición de la edad de nuestro Sistema Solar. Los estudios de meteoritos antiguos revelan rastros de núcleos de isótopos estables, como el hierro-60, que se forman sólo en estrellas explosivas y de vida breve.
Esto indica que una o más supernovas (estrellas que "explotan") se han producido en cerca. Una onda de choque de materia y energía de una supernova podría haber desencadenado la formación del Sol, creando regiones relativamente densas dentro de la nube y provocando su colapso gravitacional.

La distribución altamente homogénea del hierro-60 en el Sistema Solar indica la aparición de esta explosión de supernova y, por lo tanto, es la prueba, siendo este isotopo de hierro 60 más viejo que los discos de acrecimiento del polvo nebular, que luego formarán los cuerpos planetarios.
Según los investigadores, es muy probable que la estrella que se convirtió en supernova fuera del tipo Wolf-Rayet (abreviado WR): simplificando, son estrellas con una masa muy grande (al menos 20 veces la de nuestro Sol). muy brillantes, de color blanco azulado y, por lo tanto, muy calientes: emiten una gran cantidad de viento estelar y son muy activas desde diferentes puntos de vista. Por lo tanto, tienen una vida más breve en comparación con sus estrellas más pequeñas.
La brillante y cálida estrella Wolf-Rayet 124 (WR 124) tomada por el telescopio espacial de la NASA/ESA/CSA James Webb.
Esta imagen compuesta, realizada el 14 de marzo de 2023, combina las longitudes de onda de luz del infrarrojo cercano y del infrarrojo medio. Los picos de difracción característicos de las estrellas más luminosas son causados por la estructura física del propio telescopio Webb. El instrumento NIRCam equilibra eficazmente la luminosidad de la estrella con el gas más débil y el polvo que la circunda, mientras que el instrumento a infrarrojo medio- infrarrojo de Webb- revela la estructura de la nebulosa.

Tratando de utilizar palabras sencillas para explicar conceptos complejos de física, pero al mismo tiempo sin aproximarnos demasiado, analicemos ahora por qué una estrella en un determinado momento de su existencia expulsa de forma muy violenta las capas externas que la componen y por qué su núcleo permanece (relativamente) en la misma posición.
Aunque ninguna supernova haya sido observada en la Vía Láctea en época moderna, los restos de supernova existentes indican que eventos de este tipo ocurren en promedio unas tres veces cada siglo en nuestra galaxia.
Se han clasificado siete tipos de supernovas, con siete motivos diferentes que provocan su explosión: analicemos el caso en el que la estrella considerada tiene una masa hipotética de 25 veces la de nuestro Sol (supernova de tipo II).
Se ha entendido que a medida que la estrella envejece, es decir, que las reacciones de fusión nuclear se producen y avanzan, llegará a un punto en el que estas reacciones ya no podrán tener lugar y se interrumpirá el equilibrio entre la energía producida y su fuerza de gravedad (equilibrio termodinámico).
Imaginemos que esta gran cantidad de hidrógeno, aproximadamente de 25 veces la masa del Sol, comienza a densificarse en una esfera (protoestrella) que conforma el cuerpo de la futura estrella. A medida que esto sucede, el aumento resultante de la atracción gravitacional hace incrementar proporcionalmente la presión y la temperatura interna. Al superar un determinado umbral de estos dos valores, dos átomos de hidrógeno se fusionan espontáneamente en un átomo de helio, liberando una gran cantidad de energía: este es el fenómeno de la fusión nuclear.


La luz del Sol de color blanco y todas las demás formas de emisiones energéticas en el espectro electromagnético que podemos percibir, se producen dentro de nuestra estrella por el proceso natural de fusión nuclear que tiene lugar bajo ciertas condiciones de presión y temperatura: dos átomos de hidrógeno se unen en un átomo de helio, liberando una gran cantidad de energía (Créditos del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA
A medida que avanza este tipo de transformaciones, en la parte interna de la estrella, la presión, la temperatura y la presencia de nuevos átomos de helio aumenta; así se supera un segundo umbral: más átomos de helio se fusionan en un átomo de carbono, liberando energía. A medida que se genera un nuevo elemento, más pesado (o más bien teniendo más neutrones y protones unidos en su nuevo núcleo), las dimensiones en volumen de la estrella se reducen porque aumenta su fuerza de gravedad.
A medida que aumenta la densidad de la estrella, provocada como hemos visto por la aparición de nuevos elementos más pesados, se alcanza el punto de "ignición" de la fusión del neón: más átomos de carbono se funden en átomos de neón, liberando energía. La estrella se contrae nuevamente y progresivamente en volumen.

Análogamente, nuevos tipos de fusión nuclear interna se generan, la estrella se contrae cada vez más y su fuerza de gravedad aumenta proporcionalmente: cuantos más átomos de neón se funden en átomos de oxígeno, más átomos de oxígeno se funden en átomos de silicio (y azufre).
En el momento en que más átomos de silicio comienzan a fusionarse en átomos de hierro, el proceso natural de las fusiones nucleares se interrumpe porque con el aumento del tamaño de los núcleos de los átomos, hay una menor producción de energía y la cantidad de calor interno de la estrella (es decir, la energía), ya no es suficiente para alimentar espontáneamente las transformaciones de fusión nuclear del hierro.

El mecanismo de producción de energía ilustrado arriba se interrumpe abruptamente y la fuerza de gravedad toma el control: se produce un inmediato colapso de la masa de la estrella hacia su núcleo, estimado a una velocidad de 70.000 km/segundo, equivalente al 23% de la velocidad de la luz.

La fase inmediatamente sucesiva es que una contracción hacia su núcleo así de rápida y violenta de toda la materia que compone la estrella, genera una producción aún más enorme y casi instantánea de energía y calor que literalmente hace explotar todas las capas externas. Una auténtica onda de choque estelar de materia y energía se propaga a muy alta velocidad desde el núcleo de la estrella hacia el espacio exterior.
En este preciso momento, debido a la gran cantidad de energía liberada, en una explosión de supernova las temperaturas alcanzadas favorecen un ambiente en el que se forman prácticamente todos los elementos que conocemos. Estas enormes temperaturas causan la fusión de los átomos en elementos más pesados y se llama nucleosíntesis de las supernovas.

La Supernova 1994D, fotografiada desde el Telescopio Espacial Hubble el 25 de mayo de 1999 cerca de la galaxia NGC 4526.
La distancia estimada de esta estrella es de unos 55 millones de años luz (por lo tanto, explotó hace unos 55 millones de años). Después de unas dos semanas desde la fecha de su descubrimiento, el 7 de marzo de 1999, alcanzó el pico de su luminosidad visual y luego disminuyó progresivamente. En la imagen se puede ver que la luminosidad alcanzada por la supernova es igual a la del núcleo de la galaxia cercana.
Se estima que el hidrógeno y el helio constituyen respectivamente el 74% y el 24% de toda la materia presente en el universo conocido. El 2% restante, está compuesto de todos los demás elementos hasta el momento conocidos. Todos estos otros elementos son, por lo tanto, generados por procesos internos de las estrellas, tanto en la fase principal de su existencia como en la fase final: cuando las estrellas han agotado el combustible base para las reacciones de fusión nuclear, se transformen en supernovas o no, aun así, su vida y existencia es sinónimo de transformación y de difusión de nuevos elementos en todo el universo.

LA MATERIA QUE COMPONE NUESTROS CUERPOS FÍSICOS FUE CREADA DENTRO DE UNA ESTRELLA
Según un reciente estudio científico publicado en el 2019 por investigadores italianos y noruegos, aproximadamente el 99% de la masa del cuerpo humano está compuesta por sólo seis elementos: oxígeno, carbono, hidrógeno, nitrógeno, calcio y fósforo. Sólo alrededor del 0,85% está compuesto por otros cinco elementos: potasio, azufre, sodio, cloro y magnesio. Por lo tanto, excepto el hidrógeno, todos los demás elementos se formaron en los procesos de fusión nuclear en el interior de las estrellas. Podemos agregar que se sabe que los elementos más pesados como oxígeno, potasio, azufre, calcio, sodio, cloro y magnesio se formaron dentro de una estrella más masiva que nuestro Sol.
Además, se ha estimado que nuestra estrella se encuentra aproximadamente en la mitad de su secuencia principal es decir, está a mitad de una larga fase de estabilidad durante la cual el astro genera energía a través de la fusión del hidrógeno en helio. Deducimos que no pudo haber creado los elementos de los cuales se compone, por ejemplo, el planeta Tierra y los seres vivos que allí viven.

El calcio de nuestros dientes y de nuestros huesos, el oxígeno que compone el agua de la cual estamos constituidos (50-60%), el fósforo que compone las cadenas de ADN dentro de nuestras células, el hierro que fluye en nuestra sangre, el carbono que se encuentra en las proteínas, en los lípidos y en los ácidos nucleicos, el potasio que se encuentra en nuestro sistema nervioso, en definitiva, todos los elementos de los que hoy estamos constituidos, se originaron a partir de una estrella que ya no existe.
Del mismo modo podemos deducir que todos los elementos más pesados que el hierro, presentes en nuestro planeta, se originaron a partir de la explosión de una supernova: el oro y la plata de nuestros collares, anillos y pendientes, el neodimio que compone los imanes que utilizamos en los auriculares y los discos duros, el cobre que es la base de todos los componentes eléctricos y electrónicos utilizados en todo el mundo, son sólo algunos ejemplos.
El nacimiento y la muerte (transformación final) de una estrella puede parecer para nosotros seres vivos biológicos un evento violento y aparentemente destructivo, pero siempre implica una renovación en los elementos que componen el universo.

Andrea Macchiarini
10 de abril de 2024


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Imagen destacada: Representación artística de la explosión de SN 2016aps, una supernova candidata a ser la más brillante jamás observada por los astrónomos. Créditos: M. Weiss.