Una imperfección en la física, permitió a la Tierra existir

Una Imperfección En La Física Nuclear que Permitió Que La Tierra Existiese Comenzó con un estallido El Universo está ahí, esperando a que lo descubras La nebulosa de la burbuja está en las cercanías de un remanente de la supernova que ocurre hace miles de años. Nebulosas como este escaparate donde las estrellas masivas nacen, y también donde los elementos pesados se agregan de nuevo en el Universo, dando lugar a planetas rocosos y materiales orgánicos como lo que encontramos aquí en la Tierra. Crédito de la imagen: T.A. Rector/University of Alaska Anchorage, H. Schweiker/WIYN and NOAO/AURA/NSF Por Ethan Siegel para Forbes Julio 13 de 2017 Las opinionrs expresadas por los colaboradores de Forbes son de ellos mismos Para crear un planeta rocoso lleno de vida, el Universo necesitaba crear grandes cantidades de los elementos pesados necesarios para los procesos de la vida. Para que muchos de esos elementos, como el estaño, el yodo, el selenio, el molibdeno, el zinc y el cobre, se necesitan supernovas que han ocurrido muchas veces en el pasado de nuestra galaxia. Para obtener muchos más, como el hierro, calcio, cobalto, azufre y potasio, necesita estrellas lo suficientemente masivas como para crearlas. Sin embargo, el Universo nació, casi exclusivamente, con mero hidrógeno y helio. Si todo lo que tenías era hidrógeno y helio, sería imposible hacer una estrella más masiva que unas tres veces la masa del Sol; Estos elementos pesados nunca se crearían y se extenderían por todo el Universo. La única razón por la que podemos existir, hoy, es porque una pequeña imperfección en el Universo temprano permite que las estrellas crezcan cientos de veces más masivas. La estrella ultra-masiva Wolf-Rayet 124, mostrada con su nebulosa circundante, es una de las miles de estrellas de la Vía Láctea que podría ser la próxima supernova de nuestra galaxia. También es mucho, mucho más grande y más masiva de lo que podrías formar en un Universo que contiene sólo hidrógeno y helio. Crédito de la imagen: Hubble Legacy Archive / A. Moffat / Judy Schmidy Para que el Universo exista tal como lo conocemos, necesitamos estas estrellas masivas. En una estrella como nuestro Sol, la región central alcanza temperaturas lo suficientemente altas para fusionar el hidrógeno en helio, lo que haremos hasta que el núcleo se quede sin combustible. Cuando esto sucede, las partes internas del Sol se contraen, calentando hasta temperaturas lo suficientemente grandes como para fundir el helio en carbono, junto con trazas de otros elementos. Pero cuando estamos sin combustible de helio, ese es el final de la línea para el Sol; No lo tenemos en nosotros para fundir carbono o elementos más pesados. Se necesita una estrella al menos ocho veces más grande que el Sol para hacer eso. Son esas mismas estrellas masivas que terminan sus vidas en supernovas, creando y reciclando grandes cantidades de elementos pesados de nuevo en el Universo. Los restos de supernova proporcionan toda la evidencia que necesitamos saber que las supernovas son responsables de proveer la gran mayoría de elementos pesados encontrados en el Universo hoy. Crédito de la imagen: NASA/JPL-Caltech En la mayoría de las galaxias de la Vía Láctea, vemos supernovas múltiples cada siglo, lo que indica que estas estrellas masivas son comunes. De hecho, hay una fuerte evidencia de que dondequiera que en el Universo se formen grandes ráfagas de estrellas, incluso por primera vez, harás muchas estrellas lo suficientemente masivas como para crear estos elementos pesados. Pero si todo lo que tuviera era hidrógeno y helio, esto crearía un enorme problema: la fusión de hidrógeno comienza a temperaturas de aproximadamente 4.000.000 K, lo que requiere al menos 1,6 × 1029 kg de masa para colapsar hacia abajo en una estrella. Una vez que la fusión de hidrógeno se inflama, sin embargo, el flujo hacia el exterior se vuelve tan enérgico, muy rápidamente, que ninguna masa nueva puede ser añadida a esa estrella. Una vez que te conviertes en una estrella, empujas a los elementos gaseosos que de otro modo gravitarían hacia ti, evitando que tu estrella crezca más. Una combinación de instrumentos en el telescopio muy grande de la ESO revela vistas de gran angular y ángulo estrecho de la nebulosa de la Tarántula. El grupo mostrado en el centro contiene algunas de las estrellas más masivas del Universo conocido, incluyendo más de 100 masas solares. Crédito de la imagen: ESO/P. Crowther/C.J. Evans Si todo lo que tuviera era hidrógeno y helio convencionales, donde el hidrógeno está hecho de un protón y el helio está hecho de dos protones y dos neutrones, su proto-estrella se contraerá rápidamente, calentando a temperaturas de fusión en corto orden y emitiendo grandes cantidades de Luz de alta intensidad. Esta radiación empuja contra el material cercano que ayudó a formar la estrella en el primer lugar, soplando lejos de la estrella y superar la gravedad. Podrías formar estrellas hasta aproximadamente tres veces la masa del Sol, pero las más masivas -las que necesitamos para crear un mundo semejante a la Tierra- nunca llegarían a existir. Las estrellas se forman en una amplia variedad de tamaños, colores y masas, incluyendo muchas brillantes, azules que son decenas o incluso cientos de veces más masivas que el Sol. Esto se demuestra aquí en el grupo de estrellas abiertas NGC 3766, en la constelación de Centaurus. Crédito de la imagen: ESO Afortunadamente, el Universo tiene, incluso desde el nacimiento, un ingrediente adicional que hace que las estrellas más masivas posibles. Ese ingrediente adicional es un isótopo pesado de hidrógeno: deuterio, que contiene un protón y un neutrón juntos. Cuando se tienen juntos el deuterio y los núcleos normales de hidrógeno, sólo se necesita una temperatura de 1.000.000 K para fusionarlos juntos en helio-3, produciendo una radiación mucho menos violenta y potente. Esta combustión de deuterio es la primera reacción nuclear que sucede en una proto-estrella, y empuja el núcleo hacia fuera lo suficiente como para hacer que la temperatura aumente mucho más lentamente que si sólo hubiera hidrógeno. Incluso una pequeña cantidad de deuterio, menos del 0,01% de la masa inicial de la estrella, puede retrasar el aumento de la temperatura hasta la fusión del hidrógeno por decenas de millones de años, adquiriendo gravitación el tiempo que necesita para hacer crecer estrellas hasta decenas o incluso cientos de veces La masa del Sol. Desde el principio con sólo protones y neutrones, el Universo acumula helio-4 rápidamente, con cantidades pequeñas pero calculables de deuterio y helio-3 restantes también. Crédito de la imagen: E. Siegel / Beyond The Galaxy Entonces, ¿de dónde proviene este deuterio? Durante los primeros segundos después del Big Bang, el Universo fue hecho de protones y neutrones, que intentan fusionarse en una reacción en cadena para formar elementos más pesados. Pero ese primer paso implica hacer el deuterio, que es fácilmente destruido por la radiación de alta energía que impregna el Universo joven. No es sino hasta que han pasado minutos que usted puede hacer el deuterio sin que sea destruido. Mientras que esto conduce a un Universo que es aproximadamente 75% de hidrógeno y 25% de helio, hay minúsculas cantidades de deuterio y helio-3 que se forman, junto con cantidades aún más pequeñas de litio-7. Las abundancias de helio, deuterio, helio-3 y litio-7 dependen en gran medida de un solo parámetro, la proporción barión-fotón, si la teoría del Big Bang es correcta. El hecho de que tengamos 0,0025% de deuterio es necesario para permitir que las estrellas se formen tan masivamente como lo hacen. Crédito de la imagen: NASA, WMAP Science Team and Gary Steigman A pesar de que sólo alrededor del 0,0025% del Universo, en masa, se convierte en deuterio (alrededor de 1/40000) en este proceso, eso es suficiente para dar incluso a las primeras estrellas hasta 50 millones de años para crecer en tamaño antes de la fusión de hidrógeno. Una vez que se hacen estrellas tan masivas, se produce la historia estándar de la fusión hidrógeno-helio-carbono, generando grandes cantidades de elementos más pesados que serán devueltos al Universo para futuras generaciones de estrellas. La nebulosa del resto W49B de la supernova, todavía visible en rayos X, radio y longitudes de onda infrarrojas. Se necesita una estrella al menos 8-10 veces más grande que el Sol para ir a la supernova, y crear los elementos pesados necesarios que el Universo requiere para tener un planeta como la Tierra. Crédito de la imagen: X-ray: NASA/CXC/MIT/L.Lopez et al.; Infrared: Palomar; Radio: NSF/NRAO/VLA Los planetas rocosos son posibles; Los elementos esenciales para la vida se extienden por todo el Universo. Por el tiempo muchos miles de millones de años han pasado, los planetas como la Tierra pueden formarse, y los materiales orgánicos como los azúcares, aminoácidos e hidrocarburos aromáticos simplemente se unen naturalmente. Los ingredientes crudos para todo lo que sabemos la vida requiere automáticamente pop en su lugar. Una vista de múltiples longitudes de onda del centro galáctico, mostrando estrellas, gas, radiación y agujeros negros, entre otras fuentes. Elementos pesados y moléculas complejas también abundan, y gran parte de este material será útil para formar futuras generaciones de estrellas. Crédito de la imagen: NASA/ESA/SSC/CXC/STScI Pero sin esa pequeña cantidad de ineficiencia -sin ese deutonio fácilmente destruido del Big Bang para retrasar las reacciones de fusión en los núcleos de las estrellas- todo sería imposible. Nuestro Universo es un lugar imperfecto. Pero eso es una necesidad absoluta. Sin esas imperfecciones, nunca podríamos existir. ―――――――――――――――――――――― With a little help from Google Translate for Business