Todo
empieza con una singularidad que hace 13800 millones de años comenzó a
expandirse, generando la materia, la energía, el espacio y el tiempo. Con la
expansión comenzó a disminuir la temperatura y aparecieron las cuatro fuerzas
fundamentales que rigen el universo: la gravitatoria, la nuclear fuerte, la
electromagnética y la nuclear débil. Debido a las condiciones tan elevadas de
presión y temperatura, la materia consistía en un plasma de quarks, gluones y
electrones. La temperatura siguió disminuyendo, posibilitando las agrupaciones
de quarks para formar protones y neutrones. A partir de entonces se formaron
núcleos atómicos de los elementos más básicos, un 75% de hidrógeno y un 25% de
helio.
Hubo
que esperar 380000 años hasta que la temperatura disminuyera lo suficiente para
que se diesen las condiciones en las que los electrones y los núcleos pudieran
formar átomos estables y eléctricamente neutros. Millones de años después, la
gravedad los comenzó a agrupar. En zonas de gran densidad, dadas las condiciones
de alta presión y temperatura, estos átomos vuelven a convertirse en plasma,
posibilitando reacciones nucleares de fusión. Este proceso tiene lugar en las
estrellas.
La
atracción gravitatoria hace que las estrellas tienden a contraerse, pero al
mismo tiempo las reacciones nucleares que tienen lugar en su núcleo tienden a
expandirla. De esta forma se produce un equilibrio que la estabiliza. Sin
embargo, cuando la estrella envejece y se agota el hidrógeno (combustible para
las reacciones de fusión), la energía generada por las reacciones disminuye y
la estrella comienza a contraerse. Esto hace que la temperatura en su núcleo
aumente y que la estrella empiece a utilizar el helio como combustible
produciendo carbono. En ese momento la estrella vuelve a alcanzar un
equilibrio.
Cuando
el helio empieza a escasear se vuelve a producir una contracción y un aumento
de temperatura en el núcleo. Cuando la temperatura alcanza 3·10^8K los átomos
de carbono se unen a los de helio formando oxígeno. De nuevo, la estrella alcanza
el equilibrio y se inicia el proceso. Cuando el combustible del núcleo se
agota, el nuevo elemento empieza a quemarse formando elementos cada vez más
pesados.
El
último elemento que se puede generar es el hierro. A partir de su formación las
reacciones nucleares se vuelven endotérmicas, es decir, que requieren energía
para poder producirse. Por ese motivo, la reacción en cadena se detiene en el
hierro.
En
el caso del Sistema Solar, se formó hace 4650 millones de años a partir de la
contracción de una nube de gas y polvo. En el centro se acumuló la mayor parte
de la materia. La presión era tan elevada que empezaron a producirse reacciones
de fusión nuclear de hidrógeno a helio. Ése fue el proceso de formación del
sol. En otras zonas también se produjeron acumulaciones de materia que dió
lugar a los planetas.
Referencias:
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