Estas explosiones cósmicas producen el oro, el platino y otros metales que vemos en la tabla periódica: la firma química de las kilonovas

Hay gente que se pregunta si es cierto que el oro de la Tierra viene “de las estrellas”. La respuesta es sí. Literalmente. Algunos de los elementos más pesados y valiosos que existen en la Tierra —como el oro, el platino o el uranio— nacen en el corazón de uno de los fenómenos más extremos del universo: las kilonovas. Estas explosiones surgen cuando dos estrellas de neutrones colisionan, liberando cantidades descomunales de energía y creando nuevos elementos mediante un proceso conocido como nucleosíntesis rápida o Proceso R.

Un nuevo artículo publicado en Philosophical Transactions of the Royal Society A explora cómo se están utilizando simulaciones tridimensionales para comprender mejor la física que hay detrás de estas explosiones. En “Kilonova simulations: connecting observations with the underlying physics”, Christine Collins, Luke Shingles y Vimal Vijayan muestran cómo las simulaciones avanzadas permiten conectar los datos que vemos en telescopios con lo que realmente ocurre durante la fusión de estrellas de neutrones. El estudio se basa en modelos que simulan desde la colisión hasta el espectro de luz resultante, y plantea una pregunta fundamental: ¿cómo se traduce esa luz fugaz en una firma química que podemos interpretar?

Un brillo que revela el origen del oro

Las kilonovas son explosiones luminosas que duran apenas unos días, pero su huella perdura en la materia misma. Se producen cuando dos estrellas de neutrones, los restos densísimos de supernovas pasadas, giran una en torno a otra hasta colisionar. Esta colisión libera parte de la materia al espacio, generando condiciones ideales para el llamado Proceso R, donde núcleos atómicos capturan neutrones a gran velocidad y forman nuevos elementos.

Uno de los casos más emblemáticos fue el evento AT2017gfo, observado en 2017 como la contrapartida electromagnética de la señal de ondas gravitacionales GW170817. Fue la primera vez que se detectó luz visible de una kilonova. Según el artículo, “la curva de luz bolométrica de AT2017gfo es coherente con la desintegración de material que ha sufrido r-process”. En otras palabras, esa explosión confirmó por primera vez que las kilonovas sí fabrican elementos pesados.

Este hallazgo fue fundamental, pero dejó muchas incógnitas. ¿Cuánto material se expulsa exactamente? ¿Qué elementos se forman y en qué cantidades? ¿Cómo influye la geometría de la explosión en lo que observamos desde la Tierra? Las respuestas, según los autores, solo pueden encontrarse mediante simulaciones que recreen cada etapa del fenómeno.

¿No eran las supernovas las que fabricaban los metales pesados?

Es una duda frecuente, y tiene sentido: durante décadas se pensó que las supernovas eran la principal fuente de los elementos más pesados del universo. Y lo son, pero solo hasta cierto punto. Las supernovas fabrican elementos como oxígeno, silicio, hierro o níquel, pero no producen con eficacia los más pesados, como el oro, el platino o el uranio.

Esos elementos requieren un entorno con muchísimos neutrones libres y condiciones extremas de densidad, como las que se dan cuando dos estrellas de neutrones colisionan. En esa fusión se liberan chorros de materia cargada de neutrones que, al enfriarse, forman nuevos núcleos mediante el proceso de captura rápida de neutrones. Desde el evento AT2017gfo observado en 2017, las kilonovas se consideran la fuente principal de estos metales pesados en el universo.

Simular el caos: el enfoque desde el modelo directo

Existen dos enfoques principales para estudiar kilonovas. Uno es el modelado inverso, que parte de las observaciones y trata de deducir qué condiciones podrían haberlas generado. Este método requiere muchas suposiciones sobre la densidad, la composición del material expulsado o la distribución de temperaturas. El segundo es el modelado directo o forward modelling, que comienza simulando la colisión misma y sigue todo el proceso hasta predecir la luz que debería producir.

En este artículo se adopta este segundo enfoque. “Las simulaciones de transferencia radiativa discutidas en este artículo usan un enfoque de modelado directo para simular de manera coherente las kilonovas desde la fusión hasta las observaciones”. El equipo empleó códigos tridimensionales que permiten seguir el flujo de energía y materia en todas direcciones. Las simulaciones partieron de una colisión entre dos estrellas de 1.35 masas solares, usando una ecuación de estado conocida como SFHo, que define cómo se comporta la materia a densidades extremas.

Una característica interesante es que la simulación incluye solo lo que se conoce como eyecta dinámico, es decir, el material expulsado inmediatamente tras la colisión. Aunque esto representa solo una parte del total, se considera que tiene un peso importante en las primeras horas del evento, cuando la emisión es más brillante.

La importancia de mirar en tres dimensiones

Uno de los aspectos más destacables del estudio es el uso de simulaciones tridimensionales. Muchas investigaciones anteriores simplificaban el problema asumiendo una geometría esférica, lo cual resulta poco realista. La materia expulsada en una kilonova es asimétrica: la densidad y la composición varían según la dirección.

Los autores subrayan que una simulación en una dimensión no puede capturar estos detalles. “Una simulación unidimensional de eyecta promediado esféricamente no reproduce ninguna línea de visión en el modelo tridimensional”. Por ejemplo, desde los polos, el observador puede ver más material ligero, que deja escapar luz azul; mientras que desde el ecuador la emisión puede parecer más tenue o más roja, debido a la presencia de elementos pesados como los lantánidos.

Este matiz es crucial, ya que afecta la interpretación de los datos. Si se usan modelos demasiado simplificados, se puede subestimar la cantidad de material eyectado o interpretar mal qué elementos están presentes. La conclusión es clara: sin modelos 3D, nuestras interpretaciones corren el riesgo de ser erróneas.

Espectros, átomos y la tabla periódica

Una kilonova produce un espectro de luz que contiene pistas sobre los elementos recién creados. Pero para interpretar esas señales es necesario contar con datos atómicos precisos. Aquí es donde entra otro problema: muchos de los elementos del r-process son raros, y no existe suficiente información experimental sobre ellos.

El estudio compara dos conjuntos de datos atómicos: uno puramente teórico (AD1) y otro que incorpora datos experimentales para elementos como estroncio, itrio y circonio (AD2). “Al reemplazar solo los datos atómicos de Sr, Y y Zr con datos calibrados, los espectros resultantes cambian drásticamente”. Esto no solo afecta a las líneas individuales, sino también al brillo total y al color de la luz.

La diferencia es tan significativa que puede hacer que una señal azul parezca roja, o que un elemento se “pierda” en el espectro. Por tanto, los autores subrayan que para interpretar correctamente una kilonova y determinar su contribución a la tabla periódica, necesitamos tanto datos atómicos completos como precisos.

¿Qué nos dice todo esto sobre AT2017gfo?

Aunque la simulación presentada no se ajusta exactamente a los datos de AT2017gfo —porque usa menos masa eyectada y no incluye todos los componentes—, las similitudes son notables. En especial, el espectro simulado desde los polos evoluciona de forma muy similar al observado en AT2017gfo.

“Encontramos una buena concordancia en la evolución espectral, pese a que nuestro modelo no fue ajustado para coincidir con AT2017gfo”. Esto refuerza la idea de que, incluso con limitaciones, las simulaciones tridimensionales ofrecen una base sólida para interpretar este tipo de eventos. También permite anticipar que, en futuras kilonovas, podrían observarse variaciones importantes dependiendo del ángulo de visión.

Un punto interesante es que, incluso desde el ecuador —donde se espera una mayor presencia de elementos pesados—, la luz azul no desaparece completamente. Esto implica que las kilonovas pueden tener un componente azul observable en casi cualquier dirección, lo cual es útil para su detección en eventos lejanos.

Cortesía de Muy Interesante

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