Segunda entrada extraída del cajón de los recuerdos (por cierto, mi columna Las orejas de Saturno
no salía en Esmas, sino en Milenio Diario; eran otros tiempos). Ésta es de 2003 o 2004.
Hasta el más ínfimo grano de arena
tiene una historia interesante. Es posible que sus últimos 10,000 o 20,000 años no sean de llamar la atención –quizá los pasó a muchos metros de profundidad
en las dunas de una playa o un desierto, o volando de aquí para allá en el
vendaval. Algunos granos de arena milenarios (o millonarios) de las costas de
Guerrero han vivido recientemente un episodio más dramático: hace unas semanas
viajaron a la ciudad de México pegados en las sandalias de una niña que fue de
vacaciones a la playa. En este momento van por el drenaje, arrastrados por el
agua, quizá de regreso al mar. En todo caso, la aventura pronto terminará y
volverán a ser pedacitos de materia inerte y olvidada. El pasado reciente de un
grano de arena no es muy interesante. Pero su pasado remoto sí.
Sólo tiene
historia lo que se transforma. Lo eternamente estático no puede narrar nada.
Pero un grano de arena no es tan estático como nos parece. Por más milenios que
lleve enterrado e inmóvil, en el pasado remoto no fue grano de arena. Alguna
vez se tuvo que formar a partir de los elementos silicio y oxígeno
(principalmente). La historia de todo grano de arena empieza hace miles de
millones de años, en el interior de una estrella.
Poco después de
la gran explosión con que empezó el universo los únicos elementos químicos que
existían eran el hidrógeno y el helio (y trazas minúsculas de algunos otros).
Las primeras estrellas fueron bolas de hidrógeno que al comprimirse por
gravedad durante su formación se calentaron. En su interior los átomos de
hidrógeno (la estructura atómica más sencilla, compuesta de un protón central
alrededor del cual gira un único electrón) se despojaron de sus electrones. Los
núcleos chocaban con tal fuerza que se unían para formar núcleos de helio (dos
protones y dos neutrones). Ya tenemos una fábrica de helio.
Los núcleos de
este elemento, más pesados que el hidrógeno, se decantan hacia el centro de la
estrella y ahí se acumulan hasta que, al cabo de muchos millones de años, se
agota el hidrógeno y la estrella se enfría. Al enfriarse se comprime. El centro
de helio se calienta nuevamente hasta temperaturas lo bastante elevadas para
que se inicien reacciones nucleares que transforman el helio en otros elementos
más pesados: carbono, oxígeno y neón. Ya tenemos oxígeno para los granos de
arena. Nos falta el silicio.
Cuando se agota
el helio (o casi: en las delgadas capas exteriores de la estrella se seguirá
fusionando hidrógeno y helio), la estrella pasa por una nueva etapa de
contracción y recalentamiento que pone en marcha otra serie de reacciones
nucleares que producen, ahora sí, silicio, además de azufre, magnesio y calcio.
Los ciclos siguen hasta que la estrella cocina hierro, el elemento químico más
pesado que se puede crear por reacciones nucleares en el interior de una
estrella, pero esa es otra historia.
Ya tenemos los
ingredientes de la arena, pero están atrapados en el interior de la estrella.
Para sacarlos hace falta que se produzca uno de los estremecimientos más
violentos de que es capaz la naturaleza: la pavorosa explosión estelar conocida
como supernova. Sólo las estrellas más gordas llegan a ser supernovas. El sol,
por ejemplo, no tiene la masa suficiente para llegar a ser supernova, lo cual
puede ser tranquilizador si a usted le quita el sueño lo que sucederá dentro de
miles de millones de años.
La estrella
agonizante ha adquirido una estructura de capas concéntricas como las de una
cebolla, en cada una de las cuales se lleva a cabo una reacción nuclear
distinta. En el centro se acumula hierro, que no sirve como combustible nuclear
para la estrella. El momento final llega cuando la presión en el centro de la
estrella es tan grande que los electrones de los átomos de hierro chocan con
protones para formar neutrones. El centro de la estrella se contrae
repentinamente, dejando sin apoyo a las capas externas, que se precipitan hacia
dentro con una energía tremenda. El colapso del centro de hierro se para en
seco y genera una onda de choque que se desplaza hacia fuera, hasta que se topa
con el material de las capas de cebolla. La estrella se desintegra, emitiendo
por unas semanas más energía que una galaxia completa. En esa explosión se
forman los elementos químicos que faltaban. Lo que queda de la estrella es una
nube de gases en expansión y en el centro de la nube, una esfera
supercomprimida que se llama estrella de neutrones.
La nube está
repleta de materiales para la construcción de muchas estructuras nuevas e
interesantes, pero quedémonos, de momento, con nuestro modesto grano de arena.
No es tan modesto: su genealogía se extiende hasta las estrellas.