Context
En els primers estels ja es formaren els principals àtoms que finalment constituiran la matèria viva i l’espècie humana com a culminació (de moment) del procés de complexificació de la matèria. Els elements rellevants per la construcció de la matèria viva formats en la nucleosíntesi estel·lar són hidrogen (H), carboni (C), nitrogen (N), oxigen (O), fòsfor (P), sofre (S), clor (Cl), sodi (Na), magnesi (Mg), potassi (K), calci (Ca) i ferro (Fe). En aquest capítol es revisa breument l’origen estel·lar del carboni, nitrogen, oxigen, calci i ferro. Els nuclis de nitrogen (N), fòsfor (P), sofre (S), clor (Cl), sodi (Na), magnesi (Mg), potassi (K) es veuran breument més endavant en els capítols on es descriu la seva implicació en la construcció dels organismes vius.
La majoria de les estrelles, inclòs el nostre Sol, s’alimenten de la fusió nuclear de l’hidrogen per produir heli. La cadena protó-protó mostrada en la següent pissarra, és una de les dues reaccions de fusió que es produeixen en les estrelles per a convertir l’hidrogen en heli.
Figura 4. Una cadena protó-protó simple per obtenir heli a partir d’hidrogen. Es tracta d’unir quatre barions, i dos electrons (no representats) per a formar un nucli d’heli-4 (4He). Del procés s’allibera un positró, un neutrí i un fotó gamma.
Les cadenes protó-protó són més importants en estrelles de la grandària del Sol o menors. El balanç global del procés és l’equivalent d’unir quatre nucleons (barions) i dos electrons per a formar un nucli d’heli-4 (2 protons + 2 neutrons).
L’altre procés conegut és el cicle CNO descrit en la següent pissarra.
Figura 5. Cicle CNO. Es tracta de la fusió final de quatre protons per formar una partícula alfa (un nucli d’heli), dos positrons, dos neutrins i 3 fotons gamma.
El cicle CNO (carboni-nitrogen-oxigen), és la font d’energia dominant en les estrelles més massives. El resultat net del cicle és la fusió de quatre protons en una partícula alfa (nucli d’heli), dos positrons i dos neutrins, alliberant energia en forma de raigs gamma. Els nuclis de carboni, oxigen i nitrogen serveixen com a catalitzadors de la reacció i es regeneren en el procés. D’on venen però aquests catalitzadors CNO? En aquest cas, el carboni, nitrogen i oxigen, emprats en el procés i presents en quantitats limitades també son resultat de reaccions limitades de fusió paral·leles com el procés triple alfa que ara veurem.
Els nuclis de carboni
La formació del nucli atòmic del carboni requereix una triple col·lisió quasi simultània de partícules alfa que s’anomena procés triple alfa dins del nucli d’una estrella gegant. En aquests llocs, les condicions de temperatura i concentració d’heli permeten la fusió de l’heli. Aquest fenomen no va ser possible abans pel refredament i disminució de pressió ràpids en l’univers primitiu després del Big Bang.
Aquesta reacció nuclear (el procés triple alfa) de fusió només ocorre apreciablement a temperatures per sobre de 107 kèlvins i en nuclis estel·lars amb una gran abundància d’heli. Per tant, aquest procés només és possible en les estrelles una mica més velles, on l’heli produït per les cadenes protó-protó i el cicle CNO s’ha acumulat en el nucli. Quan tot l’hidrogen present s’ha consumit, el nucli es col·lapsa fins que s’aconsegueixen les temperatures necessàries (degudes a l’increment de pressió pel col·lapse gravitacional no compensat ja per l’expansió de la fusió de l’hidrogen que s’ha consumit) per a iniciar, ara sí massivament, la fusió d’heli en carboni, oxigen i nitrogen.
Així, les estrelles només quan han completat aproximadament el 90% de la seva vida comencen a convertir ben apreciablement l’heli en carboni, nitrogen i oxigen. Mentre que els pesos lleugers com el Sol no passen d’aquesta etapa, les estrelles massives continuen més endavant cremant carboni en elements més pesants, fins al ferro. Aquestes estrelles desenvolupen una capa rica en carboni prop de la seva superfície. Finalment, el carboni és expulsat a l’espai en la violenta explosió de la supernova massiva. El carboni estarà disponible per la formació de la vida, quan s’estengui a l’espai en forma de pols, en les explosions de supernova. Aquesta pols formarà sistemes estel·lars de segona i tercera generació, amb planetes formats a partir d’aquesta pols com el mateix sistema solar.
El carboni que es troba en la Terra té aquest origen estel·lar durant la formació del sistema solar. També, una part del carboni fonamental per a la vida de la Terra podria haver vingut d’una col·lisió entre la Terra i el planeta Teia, un planeta embrionari company de la Terra i format com la mateixa Terra, fa al voltant de 4.400 milions d’anys.
Els nuclis de ferro
Aquests nuclis es formen a l’interior de les estrelles massives com hem comentat, generalment al final de la seva vida. Al nucli de les estrelles massives, es produeixen reaccions de fusió nuclear que generen elements més pesants a partir d’elements més lleugers (hidrogen, heli, carboni, nitrogen i oxigen). Primer, l’hidrogen es fusiona en heli, després, l’heli es fusiona en carboni i oxigen i progressivament, a mesura que les temperatures al nucli augmenten, es fusionen elements cada cop més pesats com a neó, magnesi i silici. Finalment, a temperatures extremadament altes (al voltant de 3.000 milions de graus Kelvin), el silici i altres elements més lleugers es poden fusionar per formar nuclis de ferro-56 (56Fe). El ferro té un paper especial en la nucleosíntesi estel·lar a causa de la seva alta estabilitat. Fusionar nuclis més lleugers que el ferro allibera energia (per això la fusió nuclear és viable fins a aquest punt), però fusionar nuclis més pesants que el ferro o dividir el ferro consumeix energia. Aquest fet atura la producció d’energia al nucli d’un estel massiu quan arriba a aquest estadi. Sense energia addicional per contrarestar la gravetat, l’estrella col·lapsa, cosa que pot desencadenar la seva possible explosió com a supernova, alliberant-se grans quantitats de ferro (i altres elements pesants) a l’espai i enriquint de matèria el medi interestel·lar per contribuir a la formació de futures estrelles i planetes i participar, en la Terra, en la formació de la vida.
El ferro és l’element químic, més abundant en la Terra (2/3 del total d’elements) i és el quart més abundant en l’escorça terrestre, després de l’oxigen, el silici i l’alumini. En la formació de la Terra, els materials relativament lleugers com els silicats, van romandre prop de l’exterior del planeta i van formar l’escorça. Els grumolls de ferro, níquel i altres metalls pesants van gravitar cap al centre de la Terra i van formar el nucli primitiu. A partir d’aquí, erupcions volcàniques i l’impacte de meteorits ferrosos donaren lloc a molt del ferro superficial de l’escorça.
Els nuclis de calci
El calci també prové de les estrelles com tots els elements que componen el nostre cos. En general, cada estrella produeix només una petita quantitat de calci a mesura que es crema l’heli. No obstant això, quan es produeix una supernova rica en calci, es creen i alliberen quantitats massives en qüestió de segons. És el cinquè element en abundància en l’escorça terrestre (3,5% en pes) però no es troba sol sinó formant compostos com els carbonats (amb carboni i oxigen i sovint hidrogen), els sulfats (amb sofre) i els fosfats (amb fòsfor). El calci té quatre isòtops estables (40Ca i 42Ca fins 44Ca). El 97% del calci natural es troba en forma de 40Ca.