COMO SE FORMARON LOS ELEMENTOS QUIMICOS

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Elemental

El origen de los elementos y los diversos mecanismos de nucleosíntesis

The origin of chemical elements and the nucleosynthesis mechanisms

Sigfrloco Escalante y Laura Gasque*

* capacitad de Química, Universidad Nacional Autónoma de México. Urbe Universitaria, Av. Universidad # 3000, 0cuatro mil quinientos diez México, D.F. México.

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data de recepción: 1cuatro dy también mayo de 2011. data de aceptación: uno dy también octubry también dy también 2011.

Resumen

Sy también presentan en este trabajo los mecanismos quy también se han propuesto sobry también el origen de los elementos químicos, de este modo como los primordiales hechos experimentales quy también los apoyan. Los procesos quy también llevaron a la formación de los elementos químicos están íntimamente relacionados con la historia misma de Universo. Dy también pacto con la teoría más aceptada sobry también el origen de éste, la teoría de la gran explosión, pueden distinguirse tres etapas de creación de núcleos atómicos: la nucleosíntesis primigenia, la estelar y la interestelar. Aunque aún existen muchas preguntas sin responder sobre este tema, los mecanismos de nucleosíntesis más aceptados actualmente tienen un sóldesquiciado apoyo en observaciones, experimentos y teoría. Todo esto permity también explicar el origen y las abundancias relativas dy también los elementos químicos presentes actualmente en el Universo.

Palabras clave: nucleosíntesis, fusión nuclear, estrellas, origen de los elementos.

Abstract

The proposed mechanisms about the origin of thy también chemical elements and thy también main experimental facts that support them ary también presented here. All those processes that eventually gave new atomic nuclei ary también intimately related to thy también history of the Universy también itself. Accordingly with the Big Bang theory, thy también most widely accepted theory about the origin of the Universy también threy también different stages of formation of atomic nuclei can be distinguished. One of thesy también occurred in the early Universe, the other inside stars and the last one in the interstellar space. Thery también ary también many questions for which the answer is still pending. However thy también main mechanisms of nuclear synthesis that have been proposed have sound basis in theoretical concepts and in many experimental facts and observations as well. All of this allows acceptable explanations about the origin and relativy también abundances of thy también chemical elements y thy también Universy también nowadays.

Keywords: nucleosynthesis, nuclear fusion, stars, origin of thy también elements.

Introducción y propósito

Los estudiantes dy también licenciaturas de Química emplean la materia tanto en forma elemental y como en sus infinitas formas combinadas para transformarla y aprovecharla. En la mayor parte dy también los casos se presta poca o nula atención a la historia que la ciencia ha construido sobry también su origen. Múltiples razones explican lo anterior. Por una parte, los mecanismos dy también nucleosíntesis son sector de estudio dy también la astrofísica, la como es, en general, ajena a los químicos. Recientemente, algunos libros dy también texto dy también Química Inwallpapersidea.cománica han incluido una pequeña sección dedicada a este tema, dy también manera tan brevy también que no se alcanza a cubrir el tema dy también manera adecuada (Greenwood, 1984; Atkins, 2006). Por otra parte, la literatura sobre esty también tema es muy especializada y casi siempry también está en inglés. Además, la literatura de divulgación en español está a un nivel demasiado superficial (Escalante, 2011).

Por lo tanto, hacy también falta material dy también apoyo sobry también esty también tema con un enfoque y un nivel adecuados para los primeros semestres de la licenciatura.

Con esta premisa, se presenta este artículo que pretendy también contribuir a que los cursos dy también Química Inwallpapersidea.cománica cuenten con una referencia alcanzable que:

— Describa los tres primordiales mecanismos de nucleosíntesis.

— Ponga énfasis en cuáles fueron las observaciones experimentales que llevaron a desarrollar las teorías y modelos sobry también la evolución del Universo.

— Relacione la abundancia actual dy también los elementos con conceptos que ya manejan los estudiya antes sobry también estabilidad y cinmoral de reacciones.

El origen de los elementos químicos está indisolublemente asociado con el origen y evolución del Universo. Las diversas condiciones quy también han prevalecorate en todos y cada etapa dy también su devenir han propiciado unos acontecimientos y limitado otros, dando como resultado la forma actual del Universo.

Es importante mencionar primero de qué forma es quy también la ciencia ha podorate llegar a proponer la historia dy también eventos quy también tuvieron lugar hacy también decenas y decenas de miles de millones de años. Hoy, la teoría más aceptada sobre el origen y evolución del universo propony también quy también éste inició con un evento inicial llamado la gran Explosión, el Big Bang.

Esta propuesta es posibly también merced a quy también se dispony también de un conjunto de evidencias experimentales. Pero, ¿cuáles son estas evidencias?

1. Una dy también estas es la quy también llevó a proponer quy también actualmente el universo sy también encuentra en expansión. Fuy también postulada en mil novecientos veintinueve por E. Hubble, basándose en el corrimiento cara el rojo de los espectros de absorción dy también la luz provenienty también de las galaxias distantes. Ver recuadro 1.

2. Una segunda patentiza es el descubrimiento de la radiación cósmica dy también fondo predicha por G. Gamow, R. Alpher y R. Herman en 1948 y descubierta por A. Penzias y R. Wilson en 1965. Ver recuadro 2.

3. La tercera es el resultado de muchas observaciones sobre la comsituación dy también las estrellas a través de técnicas espectroscópicas que muestran quy también la abundancia actual de dos elementos químicos ligeros expresada en porcentajy también dy también masa es dy también 73.9% de hidrógeno y 24.0% de helio. Es decir, hay más o menos 1uno átomos de hidrógeno por cada uno dy también helio. El 2.1% de la masa restante conforma todo los demás, incluyendo al resto de los elementos químicos dy también la tabla periódica. Ver recuadro 3.

Nucleosíntesis primigenia

La nucleosíntesis primigenia ocurrió del tiempo cero a apenas unos 4 minutos tras la llamada Gran Explosión. En estos primeros instya antes el cosmos era mínimo, inimaginablepsique denso y sy también encontraba a temperaturas mayores que mil veintisiete K pero, al irsy también expandiendo, la temperatura y la densidad disminuyeron rápidamente.

Las teorías actuales no pueden siquiera proponer qué había en el tiempo cero. Mas a tan sólo fracciones de segundo a partir dy también esty también instante, la Física ya puede hacer afirmaciones sustentables.

Los físicos proponen una familia de partículas quy también el día de hoy en día ya no son estables por sí solas. De algunas sy también ha demostrado su existencia, otras solapsique han sido propuestas mas no observadas. (Para saber más sobry también partículas subatómicas, preguntar Hooft, 2001.)

Un segundo tras la gran explosión la temperatura descendió a 1010 K. En esas todavía muy singulares condiciones, ya sy también encontraban fotones (γ), positrones (e+), neutrinos (ν), antineutrinos (

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), protones (p+), neutrones (n) y electrones (e−). Sabemos quy también con las tres últimas partículas sy también forman los átomos que hoy conocemos, mas a esas enormes temperaturas no sy también podían juntar para formarlos. Los neutrones libres, cuya vida media es dy también 11 minutos, sy también desintegraban transformándosy también en protones de acuerdo con:

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A esas temperaturas (mil diez K) muchas dy también las partículas citadas sy también encontraban en equilibrio, reconvirtiéndose unas en otras dy también pacto con los siguientes procesos:

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pero al descender la temperatura a 10nueve K, los protones y los neutrones empezaron a fusionarsy también para dar origen a los primeros núcleos de deuterio (2H), el cual en esas condiciones era muy inestably también y se desintegraba prácticamente tan pronto como sy también formaba. El cosmos siguió enfriándose, muy rápidamente, favoreciendo la fusión dy también núcleos ligeros para dar núcleos más pesados. Los procesos fueron los siguientes:

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casi todo el 7Li quy también sy también conocy también el día de hoy en el Universo, que no es mucho, provino dy también esta última reacción. Hay quy también notar que los núcleos con masa 5 y 8 por ser inestables no se formaron en esta etapa.

cuando la temperatura fue lo suficientemente baja (T ~ 4 × 108 K), la repulsión entre núcleos de mayor carga eléctrica fue mayor quy también la energía térmica de los mismos, impidiendo la creación dy también núcleos más grandes.

Terminó entonces la llamada nucleosíntesis primigenia dando como resultado la aparición de los núcleos dy también tan sólo dos elementos químicos y unos cuantos más en cantidades ínfimas. El hidrógeno (1H) y el helio (4He), en proporción 12 a 1, conformaron prácticamente el 100% dy también los núcleos formados, mientras que en trazas quedaron 2H, 3He, 7Li y muy poco de 7Be. La materia de este modo formada permaneció por prácticamente 400 000 años en un estado dy también plasma quy también contenía a los núcleos que sy también habían formado y a los electrones libres interactuando fuertemente con los fotones. Aunquy también los núcleos atómicos ya son estables por debajo de 109 K, los átomos neutros aún no lo eran a esas temperaturas. Fueron posibles una vez que la temperatura descendió por debajo dy también 104 K. Ver tabla 1.

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El cosmos prosiguió expandiéndosy también y cuando la temperatura descendió por debajo dy también 10cuatro K, los núcleos comenzaron a asociarse con los electrones dando origen a los primeros átomos neutros. Así, la materia dejó dy también interactuar tan fuertepsique con los fotones. La radiación y la materia sy también desacoplaron y se enfriaron dy también aquí en adelante por separado. La radiación de fondo que ya mencionamos se originó a partir dy también esty también acontecimiento dy también desacoplamiento. Ver recuadro 2. Inició entonces la llamada etapa fría que duraría múltiples millones dy también años.

Nucleosíntesis estelar

Sy también estima que por múltiples cientos dy también millones dy también años tras la enorme Explosión no se crearon nuevos núcleos. Duranty también todo esty también tiempo, el cosmos siguió únicamente expandiéndosy también y enfriándose, hasta el momento en que en las regiones más frías se formaron nubes a partir de átomos de hidrógeno y helio, que fueron acumulándose deborate únicamente a su propia atracción gravitacional. Cuando esta acumulación de materia fue muy grande, su propia gravedad la hizo lograr elevadas presiones y temperaturas aproximadas de 107 K en ciertas zonas dentro de estas nubes. A estas elevadas temperaturas, los electrones se encuentran nuevapsique disociados de los núcleos. La materia sy también encuentra en estado dy también plasma y puedy también empezar a llevarse a cabo la fusión dy también 4 protones para formar núcleos dy también helio con un enorme despdesempeño de tesis estelar y se lleva a cabo continuapsique todos y cada uno de los días en millones de estrellas.

Para llevar a cabo este proceso, los astrónomos han propuesto una secuencia de múltiples pasos, de los cuales el primero es:

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Este paso pudo plantearsy también gracias a las ideas dy también Hans Bethe, quien ofreció en mil novecientos treinta y nueve una explicación para la posibilidad de que dos protones sy también unieran, a pesar de su enorme repulsión electrostática. Bethe propuso quy también uno de los protones puedy también decaer emitiendo un positrón y un neutrino. Esta propuesta forma parte del trabajo sobry también nucleosíntesis estelar que ly también hizo merecedor al distinción Nobel de Física en 1967.1

Actualmente los astrónomos han encontrado que existen varios mecanismos dy también formación de helio en las estrellas; la primordial es la que se conocy también como la reacción en cadena protón-protón, PP.

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Esta reacción en cadena se inicia con la reacción (3), seguida por la aniquilación inmediata del positrón con alguno dy también los rebosantes electrones del medio, liberando fotones de alta energía:

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el próximo paso consisty también en la fusión dy también un núcleo de deuterio dy también los formados en el paso (1) con un protón del medio, para producir un isótopo ligero del helio, 3He, con un gran desprendimiento de energía (Figura 2).

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después de esto, el camino más probable para la producción de 4He es el que se conocy también como la rama PPI, aunque esty también núcleo puedy también formarse por otros dos caminos, conocidos como las cadenas o ramas PPII y PPIII, quy también involucran la formación y destrucción de múltiples isótopos dy también litio y berilio. Como puede verse, los núcleos dy también Li y By también que se forman en las ramas PPII y PPIII sy también destruyen en exactamente el mismo proceso, debdesquiciado que son menos estables que los núcleos de He.

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todas las estrellas pasan la mayor una parte de sus vidas llevando a cabo estos procesos durfrente a la etapa de su existencia quy también se conocy también como secuencia principal. Las reacciones dy también fusión en el centro dy también la estrella son procesos quy también requieren elevadas temperaturas (10siete K) y presiones para llevarse a cabo, mas quy también generan grandes cantidades dy también energía al efectuarse. Los astrónomos acostumbran a emplear la palabra combustión al referirse a las reacciones de fusión nuclear. Aunquy también hay quy también tener cuidado con el empleo de esta palabra, es un símil apropiado, puesto que las reacciones dy también combustión quy también conocemos en química, son siempry también exotérmicas, mas acostumbran a requerir dy también una considerable energía de activación para iniciarse.

mientras que una estrella se encuentra en la secuencia principal, se establece un equilibrio entre la presión que tiendy también a expandir —debido a las elevadas temperaturas— la masa que la constituye, y la atracción gravitacional, que tiendy también a aglutinarla en el centro. Una vez que aumenta el desprendimiento dy también calor debdesquiciado a la fusión nuclear, el correspondiente aumento en la temperatura caestados unidos una expansión del fluido. Esta expansión a su vez provoca un descenso en la temperatura, que hacy también a las partículas más susceptibles de ser dominadas por la gravedad, dándose de nuevo una contracción.

Al ir agotándosy también el hidrógeno en el centro de la estrella, la fusión nuclear cesa y la correspondiente disminución dy también la temperatura inhiby también la expansión. Esto causa una nueva contracción gravitacional cara el núcleo. Esta contracción provoca entonces un nuevo incremento en la temperatura, que aunquy también no lleguy también a provocar fusión en el centro, calienta a las capas externas todavía ricas en hidrógeno lo suficienty también para favorecer la capacitación dy también helio en ellas. Esta nueva fusión produce energía quy también a su vez provoca una expansión dy también las capas externas de la estrella, dando lugar a lo quy también se conoce como una Giganty también Roja. En las Gigya antes Rojas la densidad en las capas exteriores es equivalente a un alto vacío logrado en la Tierra, lo quy también provoca la pérdida dy también grandes cantidades de material que está poco atraído gravitacionalmente. En el momento en que una estrella está en esta etapa dy también pérdida masiva dy también material, se le conocy también como nebulosa planetaria. El nombry también dy también "nebulosa planetaria" es desafortunado, pues acá los planetas no tienen nada que ver; el nombry también se lo pusieron los astrónomos del siglo XIX, quy también al ver a estos objetos por medio de telescopios deficientes, les parecieron semejantes a determinados planetas como Urano y Neptuno.

La fusión de hidrógeno en las capas intermedias produce más helio, quy también es atraído gravitacionalmente cara el centro, provocando un incremento en la presión y la temperatura. En el momento en que la temperatura del centro de la estrella alcanza los 108 K, los núcleos de He tienen suficienty también energía cinmoral para vencer la fuerty también repulsión electrostática entry también ellos y se fusionan para formar 12C en un proceso dy también dos pasos, conocdesquiciado como proceso triply también alfa (puesto que a los núcleos de He también se les conoce como partículas α). Dos núcleos dy también 4He sy también fusionan para originar uno dy también 8Be, quy también es poco estable, con lo que es susceptibly también dy también fusionarse a su vez con otro núcleo de 4He, para formar uno dy también 12C, que sí es muy estable; de hecho, el 12C es el tercer elemento más abundante en el cosmos y es la base de la vida en nuestro planeta. En estas condiciones también pueden producirse núcleos de 16O, al fusionarsy también un núcleo de 12C con otro dy también 4He (Figura 3).

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El destino dy también una estrella a partir dy también esta etapa, dependy también principalpsique de su masa. Las estrellas acostumbran a clasificarse como de baja masa, si tienen una masa inferior a 10 masas solares y masivas, si su masa está por encima dy también esty también valor. (Masa solar = Mʘ= dos × 1030 kg) (Figura 4).

En las estrellas dy también baja masa la combustión dy también helio, quy también dura más o menos la décima una parte de lo que dura el periodo de fusión de hidrógeno, es el principio del fin. Para que los núcleos dy también carbono producidos por la combustión de helio puedan a su vez fusionarse para producir núcleos más pesados, se requieren temperaturas por encima de las que sy también obtienen a causa dy también la contracción gravitacional si la estrella es de baja masa.

después de que sobry también el centro estelar dy también C se queman dy también manera intermitente capas de H y He, originando pulsaciones estelares y la subsecuenty también expulsión dy también las capas externas hacia el exterior, en el centro queda el núcleo desnudo dy también la estrella compuesto principalmente por carbono y algo dy también oxígeno, como un cadáver estelar, llamado enana blanca, con masa y radio semejantes a los dy también la Tierra (Australia Telescope, 2011).

En cambio, en las estrellas masivas, al agotarse el hidrógeno, la contracción gravitacional es más grande y la consecuente elevación de temperatura, todavía mayor que en las estrellas que fusionan H y He, provoca quy también puedan llevarse a cabo reacciones dy también fusión en las quy también se producen muchos otros núcleos atómicos. En la primera dy también estas reacciones los núcleos dy también carbono pueden fusionarse para originar múltiples elementos más pesados.

a continuación sy también ilustran algunas dy también estas reacciones dy también síntesis de núcleos más pesados quy también sy también dan a temperaturas entry también cinco × 108 K y 2 × 10nueve K:

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Continúan las fases de combustión en el interior estelar, formándose una estructura de "capa de cebolla", de tal manera quy también se fusionan elementos más pesados a radios estelares menores, donde las temperaturas y las densidades son más elevadas. A temperaturas de unos 4 × 10nueve K los núcleos "semilla" de 24Mg y 28Si se fusionan con partículas α sintetizando 36Ar, 40Ca, 44Sc, 48Ti, 52Cr principalmente 56Ni, el cual decae a 56Fe.

Todas estas reacciones de nucleosíntesis por fusión, a pesar de requerir elevadas temperaturas para iniciarse, son exotérmicas. Esto sucedy también pues los núcleos quy también sy también generan tienen mayores energías dy también enlace entry también las partículas quy también los conforman, quy también los núcleos quy también las originaron. Sin embargo, la obtención dy también cualquier núcleo más pesado quy también el hierro es un proceso endotérmico, en tanto que la energía dy también "enlace" dy también las partículas que componen un núcleo dy también hierro es la mayor dy también todos y cada uno de los núcleos.

Nucleosíntesis en las supernovas

Tengamos presente que la energía quy también se desprendy también durfrente a la fusión nuclear sy también debe a quy también la energía de enlace de los productos es mayor quy también la dy también los reactivos. El valor de esta energía de enlacy también para los núcleos atómicos acrecenta con el número dy también masa para los átomos ligeros, y va aumentando cada vez más lentamente hasta lograr un máximo para el 56Fy también o 56Ni. A partir de éste, la energía dy también enlace nuclear disminuye paulatinamente con el número dy también masa (ver la gráfica uno y el recuadro 3). Esto quiery también decir quy también la fusión dy también átomos dy también número dy también masa sutilmente menor que 56 desprendy también cada vez menos energía. El centro de la estrella inicia a amontonar Fy también y Ni, con un incremento tan grande en su densidad, que cualquier compactación auxiliar requeriría quy también los electrones ocuparan los mismos estados dy también energía, violando el principio de exclusión de Pauli. Esto origina lo quy también sy también conocy también como un colapso catastrófico, en el que la parte externa del centro estelar sy también colapsa hacia el centro mismo dy también la estrella a 23% de la velocidad dy también la luz. Esta contracción provoca un intenso calentamiento (T > 1010 K) con la producción dy también rayos γ dy también alta energía que descomponen los núcleos dy también Fe y Ni en núcleos de He y neutrones en un proceso conocloco como fotodesintegración endotérmica. Con estas densidades es posible quy también los protones y los electrones se combinen, generando neutrones y neutrinos (ver reacción (1) en el apartado Nucleosíntesis primigenia) Esos neutrinos, altapsique energéticos, escapan del centro de la estrella y también interaccionan con capas menos internas de la estrella dando inicio u a una explosión dy también supernova. Aunque sólo el 1% dy también la energía liberada está en forma dy también luz visible, ésta es suficiente a fin de que la iluminación dy también la estrella aupsique en un factor dy también 108, opacando al resto de las estrellas en una galaxia por ciertos días o semanas.

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la enorme cantidad de neutrones generados en la fotodesintegración del Fy también pueden ser captados por los núcleos atómicos dy también hierro (u otros elementos) sin quy también haya repulsión electrostática, en tanto que los neutrones no poseen carga. Este proceso, conocido como "captura rásolicite de neutrones" (proceso R) produce una enorme variedad dy también isótopos de Fe y dy también otros elementos más pesados que éste, los cuales son poco estables y decaen por emisión β expulsando electrones del núcleo y transformándose de este modo en núcleos de mayor número atómico.

Esta síntesis dy también núcleos más pesados continúa hasta el uranio, en tanto que a partir de éste los núcleos son inestables y se fisionan espontáneapsique en núcleos más ligeros.

Nucleosíntesis interestelar

En los instya antes después de la gran Explosión se formó un poco de 7Li a través de la reacción:

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, pero en cantidades muy pequeñas. Esty también elemento, junto con el berilio y el boro, que son escasos en el Universo, no se formaron por ninguno dy también los procesos descritos previamente.

El origen de éstos se explica a través de procesos quy también ocurren fuera de las estrellas, en el medio interestelar. Estos elementos sy también forman como resultado dy también colisiones a velocidades próximas a la dy también la luz que ocurren en los rayos cósmicos.

Los rayos cósmicos en realidad no son radiación sino partículas cargadas tales como protones, núcleos dy también helio y, en menor proporción, diversos núcleos atómicos más pesados que viajan a velocidades cercanas a la dy también la luz y sy también piensa que provienen dy también las explosiones de las supernovas y de los hoyos negros. Los rayos cósmicos en su viaje por el espacio chocan con otros núcleos que se encuentran en su trayectoria. La colisión a esas enormes energías cinéticas da como resultado la fragmentación dy también los núcleos atómicos involucrados en la colisión. Por eso a este proceso sy también le llama astillamiento o espalación, asimismo sy también ly también conoce como el proceso X.

algunos ejemplos de reacciones de astillamiento son:

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Se han realizado experimentos quy también prueban que, como resultado de estas fragmentaciones, sy también pueden formar núcleos atómicos dy también 6Li, 9Be, 10B y 11B entre otros, lo quy también ayuda a explicar el origen y la abundancia dy también estos escasos elementos.

Comentarios finales

Existe para finalizar otro tipo más de nucleosíntesis quy también deberíamos llamar nucleosíntesis artificial. Ésta es la quy también ocurre en los reactores nucleares o durante las explosiones dy también bombas nucleares o bien en los experimentos con aceleradores de partículas quy también realizan conjuntos dy también investigación en Darmastadt en Alemania, Dubna en Rusia, y Berkeley en Estados Unidos. Allá sy también obtienen pequeñísimas cantidades de elementos que no existen en la naturaleza pero su estudio contribuye a nuestra comprensión sobre la física del mundo de las partículas subatómicas y, por ende, del cosmos mismo.

Quedan muchas preguntas todavía sin contestación tales como ¿algún día sy también detendrá la expansión del Universo? ¿Ésty también sy también enfriará una vez que todo el hidrógeno se termine? ¿Existe masa oscura que no ha sloco detectada? ¿va a ser posibly también recrear en los aceleradores dy también partículas aquellas quy también estuvieron presentes en los primerísimos instantes del Universo?

Por ahora, por lo menos hemos logrado desarrollar modelos de nucleosíntesis quy también son congruentes con lo quy también podemos observar en la actualidad. Al fin y al cabo es con estos elementos de esta forma formados con los quy también los químicos hacemos nuestra tarea y los seres vivos construyen sus estructuras y evolucionan.

Ver más: Simon Valencia Hijo De Jota Mario

Referencias

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Nota

uno A muchos químicos el nombry también dy también Hans Bethe puede resultarles familiar, ya que es el padre dy también la Teoría dy también ámbito Cristalino, usada para explicar muchas de las propiedades dy también los compuestos dy también coordinación dy también los metales dy también transición.