Universo. II. Quimica. QUÍM.

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Química

Para intentar llegar a una teoría acerca de la composición química del U. hay que acudir fundamentalmente al estudio espectrográfico (V. ESPECTROSCOPIA) de las atmósferas estelares. Los gases relativamente fríos que rodean a una estrella (v.) absorben luz del interior incandescente y la absorción produce líneas oscuras en el espectro (v.). Las frecuencias e intensidades de las líneas dan una gran información acerca de la composición y estado de la materia en los gases absorbentes. Los gases, a su vez, están en un equilibrio con la materia turbulenta del interior incandescente y se conoce lo suficiente de las relaciones de equilibrio para que un análisis de la atmósfera pueda dar una idea de la composición de la estrella como un todo.

Los datos de la atmósfera solar (v. SOL I) se han calculado a partir de los valores hallados por H. N. Russell y sus colaboradores (1943). E. Strömgren (1940) ha calculado la abundancia del H, Mg, Ca, Na y K en la atmósfera solar y los números encontrados se suponen para una relación H: He de 5 a 1. Unsöld (1941) da la cifra de elementos ligeros en la atmósfera de la estrella tau de Scorpio. Respecto a los elementos que se consideraban ausentes del Sol solamente faltan el Re, Te y Bi, mientras que otros no aparecen por condiciones desfavorables para ello, debido al elevado potencial de excitación de la raya accesible al espectro o por estar en cantidades muy pequeñas.

El estudio comparado de las frecuencias de los elementos en el Sol (v.) y en la Tierra (v.) demuestra que la composición general es semejante con la excepción del hidrógeno y el helio, que son mucho más abundantes en el Sol. Según L. F. Bierman (1943) la composición más probable del Sol es en %: H, 55; He, 11; metales, 0,25; C, N, O, F, Ne=34. Los elementos ligeros hasta el N y el O son mucho más abundantes que en la Tierra, pero la proporción relativa de los metales es muy semejante. Esto hace suponer que la Tierra esté formada por materia solar y que los gases ligeros se hayan desprendido de ella (V. TIERRA III).

La mayoría de las estrellas son muy parecidas al Sol en composición química, aunque en alguna de ellas existe un exceso definido de ciertos elementos como C, Si, S, Sr, Zr. En las atmósferas de las estrellas más frías se encuentran moléculas C2, CH, CN y CO. Evidentemente la molécula más importante es la H2, pero su presencia no puede observarse directamente. Las razones porcentuales de la abundancia de los átomos, dada por Unsöld (1948), indica que H: He: elementos restantes =85: 15: 0,24 y se cree que es válida para todas las estrellas de la secuencia principal.

Los valores obtenidos para la nebulosa NGC 7027 permite reconocer unas curvas de abundancia semejantes a las de la atmósfera solar y estelar y muestran algunas diferencias con las de la Tierra y meteoritos, sobre todo en lo que se refiere a los elementos gaseosos más ligeros. En la materia interestelar se han encontrado las líneas Ca, Na, K, Ti y H en diferentes grados de ionización. Como en la atmósfera solar, también aquí el hidrógeno es el elemento más frecuente y su densidad media es de 1-10 partículas por cm³ (Wurm, 1941).

Del mismo modo que en la Tierra, se encuentra que la cantidad de litio, berilio y boro no corresponde a la que debiera, dado su pequeño peso atómico. Esto puede explicarse por la pequeña probabilidad de su formación o por su inestabilidad. R. d?E. Atkinson y colaboradores (1929) demostraron teóricamente que son inestables y que se desintegran con relativa facilidad al bombardearlos con protones rápidos acelerados térmicamente. Estos autores han sugerido que al bombardear con protones los núcleos (v.) ligeros, a las elevadas presiones y temperaturas que existen en las estrellas, se convierten fácilmente en núcleos pesados, lo que no ocurre en los núcleos pesados, ya que el poder de penetración de los protones disminuye rápidamente al aumentar el número atómico (protónico). En el caso del Li, Be y B el bombardeo de los núcleos con protones da origen a helio y esto justificaría la escasez de aquéllos y la abundancia de helio, producido asimismo por la transmutación de los protones en núcleos de helio, fundamento de la bomba atómica de fusión. A pesar de su gran abundancia, el He no reacciona con los protones debido a que no existe la sustancia He5 (V. PARTÍCULAS ELEMENTALES; FISIÓN Y FUSIÓN NUCLEAR).

Las reacciones nucleares en estrellas de mayor masa que el Sol, conocidas por el ciclo de Bethe (1938), suponen la formación de He a partir de protones utilizando como intermediarios el C y N que se regeneran, por lo cual su cantidad no varía. En las estrellas ordinarias no se pueden formar permanentemente núcleos más pesados que el He sino en cantidades despreciables, ya que todos los núcleos radiactivos (v. RADIACTIVIDAD) más ligeros que el C, exceptuando el H y He, tienen una vida sumamente corta en el interior de las estrellas. En consecuencia, dichos elementos sólo pueden existir a medida que se van formando continuamente en las reacciones nucleares a partir de elementos de vida más larga. Esto concuerda con su pequeña abundancia cósmica.

V. t.: ELEMENTOS QUÍMICOS; MATERIA 11, 2.

A. HOYOS DE CASTRO.

BIBL.: A. Hoyos, Geoquímica, Madrid 1945; K. RANKAMA y T. G. SAHAMA, Geoquímica, Madrid 1954; KRAUSKOP; Introduction to Geochemistry, Nueva York 1967; H. FAUL, Nuclear Geology, Nueva York 1955; v. t. la correspondiente a I.