El CSIC aclara en el CERN el enigma del molibdeno en polvo presolar

Un equipo de investigadores españoles ha conseguido explicar parte de un misterio que llevaba más de dos décadas desconcertando a los astrofísicos: por qué determinadas partículas de polvo estelar anteriores al Sistema Solar contienen más molibdeno del que predecían los modelos científicos. La respuesta procede de un experimento nuclear realizado en el CERN, en Suiza, que ha permitido medir por primera vez una reacción fundamental en el interior de estrellas que se encuentran en las últimas etapas de su vida.

La investigación, liderada por el Instituto de Física Corpuscular (IFIC), centro mixto del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC) y la Universitat de València, ha determinado cómo interactúa el niobio-94 con los neutrones. Este proceso influye en la producción del molibdeno-94, un isótopo cuya abundancia en antiguos granos de polvo cósmico no encajaba con las simulaciones utilizadas hasta el momento.

El trabajo, publicado en la revista científica Physical Review Letters en agosto de 2026 y destacado este viernes 6 de noviembre por el CSIC, supone un avance para comprender cómo se fabrican determinados elementos químicos en las estrellas y cómo acabaron incorporándose a los materiales que dieron origen a nuestro entorno planetario.

Lo interesante es que el experimento no ha encontrado una reacción nuclear radicalmente distinta de la que se esperaba. Ha confirmado que algunas estimaciones anteriores eran razonables y que buena parte del problema estaba en la forma de representar la evolución de las estrellas. Un detalle importante: no se ha resuelto todo el misterio, pero se ha eliminado una de sus principales incertidumbres.

Un misterio escondido en partículas anteriores al Sol

Los llamados granos presolares son diminutas partículas que se formaron alrededor de estrellas existentes antes del nacimiento del Sol, hace aproximadamente 4.600 millones de años. Algunos sobrevivieron a la formación del Sistema Solar y quedaron conservados en meteoritos primitivos que posteriormente llegaron a la Tierra.

Estas partículas representan un registro excepcional de la historia química de la galaxia. Su composición isotópica permite estudiar las reacciones nucleares que tuvieron lugar en estrellas desaparecidas, incluso cuando ya no queda ningún otro testimonio directo de ellas.

Uno de los materiales más estudiados es el carburo de silicio presolar. Muchos de estos granos se originaron alrededor de estrellas gigantes evolucionadas, conocidas como estrellas de la rama asintótica gigante o AGB. Durante esa fase, las estrellas producen diversos elementos pesados mediante la captura sucesiva de neutrones.

El problema apareció al analizar determinados isótopos de molibdeno presentes en estas partículas. Durante más de 20 años, varios modelos teóricos fueron incapaces de reproducir correctamente la proporción observada de molibdeno-94 respecto a otros isótopos del mismo elemento.

Aquella discrepancia no era una mera curiosidad química. Ponía en cuestión algunos cálculos utilizados para explicar cómo las estrellas producen elementos más pesados que el hierro y cómo esos materiales acaban distribuidos por el espacio.

El niobio-94, en el centro de la explicación

Para investigar el origen de ese exceso de molibdeno, los científicos se centraron en un isótopo radiactivo: el niobio-94. Este núcleo atómico ocupa una posición especialmente importante en las cadenas de reacciones que tienen lugar en las estrellas envejecidas.

El niobio-94 puede seguir dos caminos. Mediante la desintegración beta, uno de sus neutrones se transforma en un protón y el núcleo pasa a convertirse en molibdeno-94. Pero también puede capturar otro neutrón y transformarse en niobio-95.

La cantidad de molibdeno que termina produciéndose depende, entre otros factores, de la competencia entre estos dos procesos. Hasta esta investigación, los científicos no habían conseguido medir experimentalmente la probabilidad de que el niobio-94 capturase un neutrón en el intervalo de energías relevante para los cálculos astrofísicos.

Esa incertidumbre obligaba a utilizar estimaciones teóricas. Y aunque los modelos nucleares habían avanzado considerablemente, faltaba una comprobación experimental capaz de determinar hasta qué punto eran fiables.

La dificultad es considerable porque el comportamiento de estos núcleos depende de las condiciones físicas de las estrellas. En algunas fases de su evolución pueden alcanzarse temperaturas próximas a 300 millones de grados, que modifican extraordinariamente la velocidad de determinados procesos radiactivos.

Cómo se consiguió medir la reacción en el CERN

La solución llegó mediante el experimento n_TOF, una instalación del CERN especializada en estudiar las interacciones entre neutrones y núcleos atómicos.

Su funcionamiento se basa en producir neutrones mediante un haz de protones que impacta contra un blanco de plomo. Después, los investigadores analizan el tiempo que tardan los neutrones en recorrer una distancia determinada para calcular su energía y estudiar cómo reaccionan al encontrarse con una muestra. Es una técnica conocida como tiempo de vuelo.

En este caso, el equipo dirigido por investigadores del IFIC utilizó la estación experimental EAR2, capaz de proporcionar un flujo de neutrones suficientemente intenso para detectar una reacción extremadamente difícil de observar.

El experimento permitió medir por primera vez la captura neutrónica del niobio-94. Los investigadores determinaron la probabilidad de que este isótopo absorba un neutrón, un dato fundamental para calcular su comportamiento en el interior de las estrellas.

Una muestra radiactiva que exigió la colaboración de varios países

Antes de realizar la medición hubo que resolver otro problema: preparar una muestra adecuada de niobio-94, un material radiactivo cuya producción y caracterización requieren procedimientos muy especializados.

El Instituto de Investigación de Materiales y del Estado Sólido de Dresde, en Alemania, preparó 304 miligramos de niobio-93 de gran pureza. Posteriormente, el material fue irradiado durante 51 días en el reactor del Instituto Laue-Langevin, en Grenoble, Francia, para transformar aproximadamente el 1 % de sus átomos en niobio-94.

El Instituto Paul Scherrer, en Suiza, se encargó de caracterizar la muestra y comprobar su pureza radiactiva antes de trasladarla al CERN.

Una vez allí, los investigadores emplearon detectores especialmente diseñados para distinguir la señal de captura de neutrones del intenso ruido de fondo generado por la radiactividad de la propia muestra.

Entre los participantes españoles figuran Javier Balibrea Correa, primer autor del estudio e investigador principal del experimento, César Domingo Pardo y Jorge Lerendegui Marco, vinculados al Instituto de Física Corpuscular de Valencia.

El resultado señala a los antiguos modelos estelares

Los resultados han permitido comprobar algo especialmente relevante: las probabilidades de captura neutrónica medidas en el CERN son relativamente próximas a algunas de las estimaciones teóricas utilizadas anteriormente.

Esto significa que la discrepancia entre el polvo presolar y los cálculos científicos no se debía principalmente a una reacción nuclear cuya frecuencia hubiese sido calculada de forma completamente equivocada.

El problema estaba, en buena medida, en las limitaciones de algunos modelos antiguos de evolución estelar, especialmente en cómo representaban los cambios de temperatura, densidad y velocidad de desintegración radiactiva durante las distintas etapas de una estrella.

Al incorporar las nuevas mediciones a modelos estelares más completos, los investigadores han conseguido reproducir las proporciones de molibdeno observadas en los granos presolares.

Estos modelos, conocidos como magnetic-FRUITY, calculan conjuntamente la evolución física de las estrellas y las reacciones nucleares que ocurren en su interior. También consideran determinados procesos de mezcla de materiales relacionados con los campos magnéticos.

La diferencia es importante. No basta con conocer las reacciones que pueden producirse: también hay que representar correctamente las condiciones cambiantes en las que tienen lugar.

Los cálculos obtenidos permiten explicar con mayor precisión la contribución de las estrellas AGB a la producción del molibdeno-94. No significa, sin embargo, que todo el molibdeno-94 existente en el Sistema Solar se haya formado mediante este mecanismo.

De hecho, los modelos estudiados atribuyen alrededor del 4,6 % del molibdeno-94 del Sistema Solar al proceso de captura lenta de neutrones. La mayor parte de este isótopo se relaciona con otros mecanismos de nucleosíntesis.

El descubrimiento ayuda así a distinguir qué proporción de determinados materiales procede de cada proceso estelar. Una información esencial para reconstruir la evolución química de la Vía Láctea.

La pieza que todavía falta para explicar el molibdeno presolar

Aunque el experimento dirigido desde Valencia ha despejado una incertidumbre fundamental, todavía queda por medir directamente otro aspecto del comportamiento del niobio-94: su velocidad de desintegración beta en condiciones estelares.

En la Tierra, el niobio-94 tiene un periodo de semidesintegración de aproximadamente 20.000 años. Sin embargo, los cálculos indican que, en el plasma extremadamente caliente de determinadas estrellas, ese tiempo podría reducirse a menos de un año.

Esta diferencia modifica la competencia entre la desintegración radiactiva y la captura de neutrones, y puede influir en la cantidad de molibdeno-94 que acaba produciéndose.

Los futuros experimentos buscarán comprobar esas predicciones para completar la explicación del proceso. Entre las iniciativas dedicadas a este objetivo figura el proyecto PANDORA, que pretende estudiar la desintegración de núcleos radiactivos en plasmas que reproduzcan determinadas características de los ambientes estelares.

El avance tiene también una dimensión más amplia. Los elementos químicos presentes en los planetas son el resultado de distintas generaciones de estrellas que produjeron y dispersaron materiales antes de que se formara el Sistema Solar.

La investigación española demuestra que es posible reconstruir parte de esa historia mediante experimentos nucleares realizados en la Tierra, combinados con el análisis de meteoritos y modelos de evolución estelar.

Las pequeñas partículas de polvo conservadas durante miles de millones de años no cuentan toda la historia de su origen. Pero, gracias a esta medición, una parte de su composición que llevaba dos décadas sin explicación satisfactoria empieza a encajar con lo que sabemos sobre el funcionamiento de las estrellas.