Tot el què veiem està fet, doncs, a partir d’aquests elements en estat pur o de combinacions entre ells. L’aigua, per exemple, és una combinació d’hidrogen (el primer element de la taula periòdica) i l’oxigen (l’element número 8). I les proteïnes que composen els nostres teixits contenen, també, elements com ara el carboni (l’element número 6), o el nitrogen (número 7).
Com ja hem explicat anteriorment en aquest blog, la majoria dels elements existents han estat formats dins dels forns nuclears de les estrelles, que, al morir, alliberen aquest material, enriquint l’espai i permetent que planetes com la Terra, o éssers com nosaltres, existim.
Però la llavor de tot aquest procés va ser, com no, el Big Bang, el moment zero de l’univers que coneixem. Durant els primers segons de vida del cosmos, es van crear tots els nuclis d’hidrogen, així com també nuclis d’heli i liti (els tres primers elements de la taula periòdica, els tres més simples).
D’aquesta forma, les primeres estrelles que devien existir estaven formades pràcticament per hidrogen pur (amb quantitats molt menors d’heli i traces de liti). Aquestes estrelles, segurament gegants, eren com bèsties enfurismades: consumien brutalment ràpid l’hidrogen, formant heli, però també carboni, oxigen, nitrogen, ferro, ... Les seves morts, cataclismes gegantins, van anar enriquint el material lliure a l’espai amb aquests nous elements.
Quan el nostre Sol va néixer, ara fa uns 4,6 mil milions d’anys, la seva composició ja era de, “només”, un 94% d'hidrogen, amb presències notables d’elements com ara heli, oxigen, carboni, nitrogen, sodi, magnesi, alumini, fòsfor, potassi, ferro, etc.
Aquesta presència d’elements “pesats” a les estrelles es coneix com a “metalicitat” (en astronomia, s’empra el concepte “metall” per a referir-se a tot element químic més enllà de l’heli).
Quina informació ens dóna, doncs, el grau de “metalicitat” d’una estrella? Ens pot donar pistes per a conèixer la seva edat?
Efectivament! L’estudi d’aquesta propietat, que no és difícil de mesurar a través de l’espectroscopia, és més important del què en principi ens pot semblar. Mirem-ho així: si som capaços de detectar estrelles amb un molt baix contingut de “metalls”, ens trobarem davant d’astres formats quan el gas existent al cosmos encara no havia estat enriquit per la mort de generacions anteriors d’estrelles. Seran, doncs, estrelles molt antigues.
Cóm d'antigues?
Fa poc, els astrònoms han descobert el que podria ser l’estrella més vella coneguda fins ara. Aquest astre té un increïblement petit percentatge de “metalls”: menys del 0.00007%!!!
La seva edat? Encara s’està estudiant, però podríem parlar d’una estrella que va néixer ara fa uns 13 mil milions d’anys! (és a dir, que va començar a existir quan l’univers només tenia 700 milions d’anys!).
Primera generació no serà, ... però s’hi apropa! I, encara més espectacular, aquesta estrella es troba en la nostra pròpia galàxia! Què vol dir això? És que la nostra galàxia es va formar tan d’hora en la història de l’univers? O és una estrella capturada posteriorment per la Via Làctia?
Batre aquest rècord no serà senzill, però es batrà, sens dubte. Cada cop es disposa d’equips més sensibles i avançats. I, com bé sabeu, la llum és la nostra gran aliada, ja que ens porta la informació de cóm eren els objectes fa milers de milions d’anys. És com examinar fotografies del passat, en les què els personatges que hi surten estan ja morts.
Mentre llegim aquest article, gegants boles de gas estan morint, esclatant com a supernoves en el cosmos, després d’haver viscut durant milions d’anys, perpetuant el cicle d’enriquiment de l’univers, i donant contingut a la taula periòdica dels elements amb la que començàvem.
No us esborrona pensar que la major part dels àtoms dels què esteu formats van estar, fa molt de temps, dins d’una estrella?
0 comentarios:
Publica un comentari a l'entrada