En cada ser humano concurren, al menos, 59 elementos de la tabla periódica. Apenas nos preguntamos como cada uno de estos elementos, con sus distintas propiedades físicas y químicas, se han formado y unido para hacer posible que, por ejemplo, átomos de carbono, nitrógeno e hidrógeno (entre otros) sean capaces de pulsar unas teclas de un ordenador para escribir estas líneas, mientras otras de hierro distribuyen las cantidades necesarias de oxígeno por todo el cuerpo para ser capaces de seguir manteniendo un organismo con vida.

Si nos paramos a pensar solo una pequeña fracción de tiempo y miramos la mitad izquierda del gráfico que encabeza el artículo podremos intuir que algo demasiado grande y demasiado complejo ha tenido que ocurrir desde hace 13.800 millones de años.

En un caliente, denso y recién estrenado Universo, poco después del Big Bang, protones y neutrones primordiales fueron capaces de unirse para crear helio-4, algunos isótopos de hidrógeno y de helio y unas pequeñas trazas de litio y berilio.

El Universo fue enfriándose y permitió que los núcleos y protones que habían formado el helio-4 recogieran electrones y formaran los dos elementos que constituyeron el 99.99% de un cosmos recién nacido, hidrógeno y helio se convirtieron en los principales embajadores de la materia, y así fue durante millones de años. El resto de elementos no existían, nada más pesado que el helio podía ser encontrado en la infancia de nuestro cosmos.

Mientras enormes nubes de gas empezaban a sufrir colapsos gravitatorios en su estructura molecular, creando regiones con mayor densidad, aumentado presiones y temperaturas durante millones de años hasta llegar a una cifra crítica donde el hidrógeno fue capaz de empezar reacciones de fusión para formar helio, era el nacimiento de las estrellas en cuyo núcleo comenzarían a «cocinarse» muchos de los elementos pesados que componen del 1 al 2% de la materia más importante para nuestra existencia.

Como bien sabemos hoy en día podemos clasificar a cada estrella según su temperatura, color, masa, radio y luminosidad. Cada astro encaja dentro de un tipo espectral según estos parámetros (especificados en la tabla de arriba).

Las estrellas clase M, caracterizadas por ser los astros más fríos, menos masivos y de color más rojizo, no son capaces de crear elementos pesados. Cuando su hidrógeno se acaba, el núcleo se contrae y se calienta, pero no lo suficiente como para crear nada más pesado que el helio. Afortunadamente para nosotros esta es una de las pocas excepciones de tipo estelar que no crea elementos pesados. A partir del tipo estelar clase K la historia es diferente, cuando el hidrógeno se acaba el núcleo vuelve a contraerse por colapso gravitacional, aumentando su temperatura en decenas de millones de grados, y es aquí cuando en estrellas con masas mayores al 40% de nuestro Sol que comienza un proceso de gran importancia…

Dos núcleos de helio-4 se fusionan creando berilio-8, un isótopo muy inestable que en estas condiciones de enormes temperaturas y densidades se une a otro helio-4, formando algo que ya nos es más familiar, el carbono-12.

A mayor masa estelar y mayores temperaturas más lejos podrán llegar a la hora de crear elementos pesados. Las estrellas menos masivas llegarán a gigantes rojas creando hermosas nebulosas planetarias en cuyo interior quedarán enanas blancas. Otras, más masivas, estallarán como supernovas esparciendo su preciado contenido en todas las direcciones del espacio.

Los soles (como el nuestro) que son capaces de formar carbono también lo son de sintetizar oxígeno, neón y magnesio. Estrellas como Sirio pueden llegar a silicio y azufre, y otras como las Pleyades pueden llegar al hierro.

Los elementos con mayor número atómico dentro de la tabla periódica son obra de los tipos estelares de clase O y algunas de clase B, los más brillantes, azules y masivos astros conocidos.

Las sucesivas generaciones estelares han ido enriqueciendo el universo con materiales diferentes a los primeros átomos de hidrógeno y de helio. Las espectaculares explosiones de supernovas se han encargado de distribuir estos materiales a las nebulosas que posteriormente serían cunas estelares de nuevas generaciones de estrellas. Un proceso lento pero sin descanso que por ahora acaba en una mano rica en carbono, oxígeno, nitrógeno, hierro,… maltratando un teclado.

Da vértigo pensar que, probablemente, los átomos que forman mi mano derecha no provengan de la misma estrella que los que forman mi mano izquierda. No dudéis ni por un momento que somos «polvo de estrellas»…

Este post ha sido realizado por Juan José Gómez (@JuanjoGom) y es una colaboración de Naukas con la Cátedra de Cultura Científica de la UPV/EHU.