La reacció triple alfa

Mai us heu preguntat per què són tan comuns a la Terra els àtoms de carboni i oxigen i, en canvi, tan extranys l’or i l’urani? Encara que a la Terra podem trobar de forma natural 92 tipus diferents d’àtoms, uns són molt més comuns que uns altres. Per exemple, per cada 10 àtoms de carboni que trobem podem trobar 20 d’oxigen i uns 5 de nitrogen o ferro. En canvi, l’or és centenars de milions de vegades més escàs que l’oxigen, i altres elements com l’urani són encara més rars. Preguntes com aquestes fascinen als astrofísics. I buscant la resposta a la pregunta els va dur a una característica del nucli de carboni que desconeixien.
[@more@]

Comencem pel principi. Al Big Bang només es va formar hidrogen i heli. La resta dels elements s’ha format en les estrelles. No sé si veieu la profunditat de la idea: els àtoms que formen el nostre ADN no existien des del principi dels temps, sinó que es van formar al interior d’altres estrelles, anteriors al nostre Sol, que van explosionar i les seves restes es van distribuir per l’espai interestelar. No li faltava raó al gran Carl Sagan: som plos d’estrelles, cendres d’estrelles mortes molt tems darrere. Impressionant, oi?

Així doncs,que el que havien de fer els físics és, a través de reaccions nuclears, anar formant nuclis més pesats partint dels anteriors. Us poso els primers processos en forma gràfica (tret d’aquí):

Formació de l'heli

Aquests cerclets vermells amb una p són protons i els verds amb una n neutrons. D’entrada, mai no s’ha pogut formar un nucli amb només dos neutrons, o només dos protons. Un dels nucleons ha de canviar (els físics diuen nucleons als protons i neutrons indistintament). O sigui, o un dels protons es transforma en neutró o bé al revés. El resultat és un nucli compost d’un protó i un neutró. A aquest hidrogen "pesat" se li diu també deuteró. Si aquest deuteró es troba amb un altre protó es forma un nucli amb dos protons i un neutró: l’heli-3. I si dos nuclis d’heli-3 es troben i es fusionen es produïx un nucli d’heli-4 (dos protons i dos neutrons, que també es diu partícula alfa) i dos neutrons queden lliures. El resultat net és que, de quatre protons, hem obtingut un àtom d’heli.

Fem números. Quatre àtoms d’hidrogen tenen una massa de 4,03128 umas i un àtom d’heli 4,002603. Aquesta diferència, aquest 0,7% menys, aquestes 0,028677 umas es multipliquen per la velocitat de la llum al quadrat i ja tenim l’energia que allibera aquesta reacció. Gràcies a aquest procés, que vist així sembla un exercici acadèmic, existeixen les estrelles com el Sol (en fase principal) i és gràcies a ella que existim nosaltres. Com que aquesta reacció ha de produir-se a altes temperatures, se li diu "reacció termonuclear".

Continuem. Quan a una estrella se li esgota l’hidrogen, només queda heli per a seguir els processos. Un heli-4 s’uneix a altre heli-4 i dóna beril·li-8. El pas següent seria unir altra partícula alfa al beril·li-8 i tindríem un nucli de carboni-12. Però hi ha un problema: el beril·li-8 és inestable. I aquesta paraula és molt generosa: la seva vida mitja es va nesurar en el laboratori i va resultar ser de l’ordre de 10-16 segons, o sigui, una cent trillonésima de segon. Ho escric: 0,0000000000000001 segons. Resumint, que quan en una gegant vermella s’uneixen dos nuclis d’heli, se separen gairebé instantàniament.

Curiosament, si el beril·li-8 tingués un neutró més (4 protons i 5 neutrons, el que formaria beril·li-9), seria estable. De fet, seria l’únic isòtop estable del beril·li i és utilitzat en la moderna tecnologia; encara que cal anar amb compte ja que les seves sals són altament tòxiques i cancerígenes. I és que la força nuclear és tan complexa que un neutró pot fer que un nucli canviï el seu comportament de forma radical. Manuel Lozano Leyva, catedràtic de física nuclear de la Universitat de Sevilla, diu que es podria passar tota la vida observant la "Carta dels Nuclis", on s’expressarien quatre o cinc propietats de cadascun, i que mai se li treuria la cara de bocavedat. A mí em passaria exactament el mateix.

Ara bé, podem pensar que, encara que el beril·li-8 sigui tan inestable, està el temps suficient perquè una partícula alfa que estigui suficientment prop pugui enganxar-se i passar a ser carboni-12. El problema és que si fem aquests càlculs per a les gegants vermelles ens surt que al ritme esperat l’energia que s’alliberaria no donaria ni per a encendre una cigarreta. I si a més, estem parlant d’un mitjà que està a 100 milions de graus i una densitat 1000 vegades superior a la de l’aigua, la cosa es complica encara més. I, el més important, el carboni que es generaria seria una misèria comparat amb el que sabem que existeix, pel que no tindríem explicació per a l’abundància de carboni existent. Ni la nostra existència, és clar.

L’enigma de la formació del carboni respecte a les quantitats que veiem va ser un autèntic enigma fins que va entrar en escena un astrofísic britànic, professor de la Universitat de Cambridge, amb delirants idees. Alguns el menyspreen i uns altres diuen ha estat un dels grans de l’astrofísica i la cosmología moderna. Es tracta de Fred Hoyle. Avui és famós per defensar que no va haver Big Bang, sinó que en el seu lloc l’Univers ha existit sempre i a mesura que s’expandia apareixia nova matèria (es diu Teoria de l’Estat Estacionari). Aquesta idea va fer que se li considerés com a "heretge científic" davant la rivalitat de la teoria del Big Bang.

Aquí haig de fer un incís. Resulta que, tal com els àtoms tenen nivells energètics, els nuclis també en tenen. D’aquests nivells energètics en els nuclis els físics en diuen "ressonàncies nuclears". En aquests nivells d’energia, en aquestes ressonàncies, la probabilitat de reacció nuclear és molt més gran que a qualsevol altre nivell.

Doncs bé, Hoyle va dir que, efectivament, quan s’unien dues partícules per a formar beril·li-8, gairebé simultàniament s’unia altra partícula alfa per a donar carboni. Però això només era possible i amb la probabilitat que es buscava si realment el carboni tenia una ressonància nuclear en una determinada energia. Concretament, havia de tenir un estat excitat a 7,68 MeV. Aquesta energia la va deduir de sumar la de l’heli i beril·li més l’energia cinètica de l’impacte. Vist d’altra manera, quan tenim una partícula de beril·li-8, algunes de les partícules alfa ho veuen com si fos un gegant. No totes: només algunes que tenen una determinada energia; la resta no veu res especial. Llavors, és molt més fàcil que xoquin contra ell i, en comptes de tornar a trencar-se en tres trossos, el nou carboni es desexcita emetent llum.

Com Hoyle era molt famós pel seu model cosmològic contrari al Big Bang -i per moltes altres coses- li van convidar a donar una xerrada d’astronomia al Caltech. Efectivament, la va donar i ho va fer molt bé, però quan va acabar es va anar a veure al Fowler, un vell amic físic nuclear que treballava per allà en un altre edifici. I el que anava a ser una conversa entre amics va derivar cap a aquell estat excitat del carboni (i de què anaven a parlar, si més no? aquests físics estan bojos).

Casualment, Fowler també estava interessat en l’abundància dels elements en l’Univers i els mecanismes en com se sintetitzaven en les estrelles. És clar, Fowler li va dir que no hi havia tal ressonància, que els físics nuclears de l’època tenien molt bé estudiat el carboni i no els hi constava que tingués cap ressonància a set i escaig MeV. Però Hoyle va insistir. Així que de mala gana, però amablement, li va convidar a parlar amb el seu equip. No eren més que sis o set físics que treballaven amb un petit accelerador (ufff!). Hoyle els va insistir tant que els joves van idear sobre la marxa un experiment per a buscar la famosa ressonància. No era massa complicat, però els duria uns dies de preparació. Com estava tan interessat va cancel·lar tots els compromisos que tenia els dies posteriors. L’experiment consistia a bombardejar uns certs nuclis amb uns altres i esperaven a veure un pic en un determinat diagrama.

Així que finalment van fer l’experiment, van generar el diagrama… i el pic va aparèixer. No els va sortir a 7,68 MeV com Hoyle els havia anticipat, sinó a 7,65 MeV, només tres centèsimes menys. M’hagués encantat veure la cara d’en Fowler i la d’aquells joves físics quan els apareixeria el bec davant.

Fowler havia tingut una intensa labor en astrofísica nuclear, i es va dur un Nobel, però Hoyle no.

Una vegada, al Feynman li van demanar des de la BBC que participés en un documental sobri Hoyley va dir el següent:

Possiblement una cosa apropiada que podria dir és que quan ell va venir aquí per primera vegada va donar una sèrie de seminaris sobre com podrien formar-se els elements més pesats en les estrelles si al principi tot era hidrogen (com proposava la seva teoria de l’Univers estacionari). Tot va ser molt curosament analitzat i impressionava la seva atenció al detall. Arribava a la conclusió que no funcionaria tret que hagués un nivell nuclear en el carboni pròxim a 7,68 MeV. Ja que creia en la seva teoria de l’hidrogen, va dir que hauria d’haver aquest nivell.

Tots quedem molt impressionats. Trobar la posició d’un nivell nuclear (encara desconegut) mirant no en els nuclis en el laboratori sinó en les estrelles del cel ens va semblar molt notable i valerós. Hoyle tenia raó, el nivell aviat va ser trobat.

I és que el mèrit va ser que Hoyle era un astrofísic, no un físic nuclear. No és que no sabés gens de nuclear, però sabia molt poc comparat amb altres coetanis. Havia fet una hipòtesi sobre un nucli atòmic no basant-se en hipòtesis nuclears, sinó en les abundàncies d’una matèria que existeixen en l’Univers.

Impressionant, oi?

Fonts:
"El Cosmos en la palma de la mano", Manuel Lozano Leyva
"¡Ojalá lo supiera!", Richard Feynman
"Antes del principio", Martin Rees
http://es.wikipedia.org/wiki/Proceso_triple-alfa

Quant a omalaled

Me llamo Fernando y soy un apasionado de la ciencia y admirador de los científicos y ténicos de todas las épocas. Espero disfrutéis sabiendo un poquito más de ellos.
Aquesta entrada ha esta publicada en General. Afegeix a les adreces d'interès l'enllaç permanent.