Va ser una supernova. Elemental, estimat lector

A la Galàxia hi ha grans núvols de gas i pols. Fa 4650 milions d’anys, en un d’aquests núvols, una part es va desestabilitzar, la densitat va augmentar i en augmentar també ho va fer la gravetat que, al seu torn, va fer caure més gas i pols sobre la zona, desencadenant un procés que hauria estat imparable si res no l’hagués aturat i tornat a un equilibri diferent.

Què va aturar el col·lapse del núvol?

La zona central, a més de ser la mes densa, també va ser la més calenta. La compressió del gas, al igual que quan inflem una roda, l’escalfa. I com més gas absorbia la gravetat del centre, més s’escalfava fins posar-se incandescent. Aquesta incandescència va provocar un gran flux d’energia en forma de llum —i altres radiacions infraroges o ultraviolades— que va començar a incidir sobre el gas que queia, fins el punt de donar-li un impuls cap a l’exterior superior a la gravetat.

Havia nascut el Sol i ja no anava acumulant més matèria.

La major part del material de núvol es va condensar en l’esfera del Sol, que en aquells temps era inestable, com les estrelles conegudes per t Tauri, però una part hi va que dar en òrbita sense arribar-hi, per un mecanisme ben conegut: El núvol aïllat havia de conservar el seu moment angular, de la mateixa manera que l’aigua de la pica quan traiem el tap. Com més es condensava, més ràpidament girava i les parts més externes van acabar format un disc giratori, a la manera d’uns gegantins anells de Saturn.

En aquest disc, la pols es va anar condensant en grans cada vegada més grans. El gas va ser escombrat de les zones més internes per la pressió de la radiació solar. I a partir d’aquí, es van començar a condensar els planetes. Prop del sol el material preponderant eren els silicats, els òxids metàl·lics i el ferro que no s’havia pogut combinar amb l’oxigen per fer òxid. A la zona més llunyana la temperatura era prou baixa perquè l’aigua formés gel. amb una gran abundància d’hidrogen, l’oxigen, el carboni i el nitrogen s’hi van combinar i l’aigua, els hidrocarburs i l’amoníac resultants es van congelar en forma de grans sòlids.

El material condensat, anava creixent per contacte a baixa velocitat de les partícules de la zona. Primer van ser grans microscòpics, més tard van anar creixent fins a centenars de metres. O aleshores es va produir un nou efecte, aquestes condensacions, que s’anomenen protoplanetes, tenien gravetat i van començar a atreure’s mútuament. Al principi lentament, en col·lisions que acumulaven els dos protoplanetes, però a mesura que creixien, per una banda la seva gravetat era més gran i per altra queien des de més lluny i amb més velocitat d’impacte. En aquests impactes part del material «esquitxava» i tornava a formar cossos més petits, i l’altra s’escalfava molt per l’impacte. Quan els protoplanetes van assolir uns mil quilòmetres, els impactes eren prou forts com per poder provocar la fusió, al menys parcial, dels cossos impactants. I en una massa líquida els materials més densos van cap al centre.

De la matèria que formava els grans primitius de la zona interna del sistema solar, el material abundant més dens és el ferro —i alguns metalls com el níquel que s’hi barregen fàcilment—, o sigui que va anar a parar al centre dels planetes en formació, arrossegant en el camí altres elements fàcilment solubles en ferro com l’or o els del grup del platí, i també el sofre que era abundant i té força afinitat química pel ferro. Les altres partícules abundants eren de silicats i òxids, que van fer capes al voltant del nucli de ferro.

En un període relativament curt en termes astronòmics, a la zona interna del sistema, la gran majoria del material s’havia acumulat en quatre cossos —planetes— Mercuri, Venus, la Terra i Mart. La Lluna és una altra història, fruit d’un dels darrers impactes de protoplaneta gran contra la Terra.

Amb posterioritat aquesta planetes van adquirir atmosferes i aigua procedents de les zones més exteriors del sistema solar, allà on l’aigua i altres volàtils s’havien pogut condensar.

Mentre això començava a passar, lluny del Sol, els protoplanetes també es van anar condensat, però allà la composició era diferent, hi havia molta més aigua i compostos lleugers. I també encara quedava molt del gas primordial. Quan els protoplanetes van tenir prou gravetat, van començar a atreure l’hidrogen i l’heli que eren sobreabundants i van créixer bàsicament a partir d’aquests dos elements, Així es van formar Júpiter i Saturn. També Urà, Neptú i possiblement alguna altre planeta de mida similar format bàsicament per gels, sense una proporció tan aclaparadora de gas.

Júpiter, que pesa més que tots els altres planetes junts, va tenir prou gravetat per atreure una ran part del material que quedava entre ell i la zona on s’estava formant Mart. El material que va quedar, va restar en forma de protoplanetes petits, d’uns centenars de quilòmetres màxim. Són els anomenats asteroides del cinturó principal.

Però ens han permès descobrir una pregunta inicial:

Per què es va desestabilitzar el núvol de gas i pols que va donar origen al Sistema Solar?

Aquests protoplanetes eren, en principi, massa petits per poder-se fondre en els impactes i generar un nucli de ferro. Però l’observació de meteorits provinents d’aquella zona ens mostra que molts d’elles estan diferenciats, amb nucli de ferro. O no tan nucli, en alguns casos els impactes, que no podien fondre l’asteroide, si que el podien trencar deixant fragments, uns fets de silicats, i altres de ferro. Alguns asteroides són clarament nuclis metàl·lics d’un anterior diferenciat, és el cas de Psyche, un asteroide de més de 200 km, format molt majoritàriament per metalls, bàsicament ferro.

I com es van poder formar aquests nuclis de ferro si l’energia dels impactes no era prou per fondre l’asteroide?

La nebulosa del cranc, restes d’una explosió de supernova i l’asteroide 4 Vesta, de 500 km i que té un nucli diferenciat de ferro. Fotos del telescopi Hubble i de la sonda Dawn de la NASA

El mecanisme que s’ha descobert per explicar-ho, ens explica també com es va desestabilitzar el núvol solar primordial.

La resposta és l’alumini 26.

A més dels impactes i la compressió gravitatòria, l’altra font de calor coneguda en un planeta és la radioactivitat. Però hi pot haver prou material radioactiu per generar prou calor per a poder fondre l’interior d’un protoplaneta de menys de 1000 km?

Actualment, els elements radioactius a la terra com l’urani el tori o el potassi 40, són poc abundants i amb activitats baixes. Quan es va formar el sistema solar, d’urani n’hi havia el doble, i de potassi 40 unes tretze vegades més abundant, però ni així generaven prou calor com per fondre un nucli asteroidal.

Podia existir algun altre element radioactiu de vida curta, actualment ja desaparegut, que generés més calor?

De vida molt curta no podia ser, fins que no es van començar a formar asteroides d’una mida relativament gran, van passar diversos milions d’anys, una substància tipus carboni 14, amb una semivida de 5700 anys, s’hauria ja exhaurit totalment. Tenia que ser un isòtop amb un període de semidesintegració d’entre mig milió i deu milions d’anys, per tal que encara n’hi hagués prou, tingués prou activitat i que actualment ja no en quedi. A més, raonablement n’hi hauria d’haver una certa quantitat al núvol inicial.

I resulta que pràcticament l’únic isòtop que reuneix els condicions és l’alumini 26. Actualment, al sistema solar, pràcticament ja no en queda ja que cada 700000 anys la meitat es desintegra en magnesi 26. Generant calor, com totes les desintegracions radioactives.

Però si l’alumini 26 és una substància que en terminis de milions d’anys es desintegra gairebé del tot, com n’hi podia haver en el núvol da gas i pols on es va formar el sistema solar?

La resposta evident és que s’havia format feia poc.

I on es pot formar alumini 26?

En les explosions d’estrelles massives en forma de supernoves.

Perquè encara en quedés al núvol, l’explosió havia hagut de ser d’una o diverses estrelles del propi núvol, condensades abans que el Sol. I precisament les ones de xoc de les explosions de supernova, comprimeixen el material circumdant tot fent que pugui col·lapsar per la gravetat i donant naixença a altres estrelles, com el Sol i el seu sistema planetari.

O sigui que l’existència de ferro en forma metàl·lica condensada en asteroides del cinturó principal, és la pista crucial sobre com va començar la història del nostre sistema.

Com en Sherlock Holmens, una mica de deducció i molta inducció, encara que això darrer normalment no es reconeix tant.

Aquesta entrada ha esta publicada en Astronomia, Ciència i pensament, Divulgació. Afegeix a les adreces d'interès l'enllaç permanent.

Deixa un comentari

L'adreça electrònica no es publicarà. Els camps necessaris estan marcats amb *

*