¿Existe un límite teórico para la cantidad de elementos químicos que podrían existir en el universo? ¿Existe un límite para la presión y la temperatura que pueden existir en el universo?

Para los núcleos “ordinarios”, probablemente haya un límite, pero no sabemos con certeza cuál es el límite. Sin embargo, se hace difícil definir cuándo ha creado un nuevo elemento ya que los núcleos más pesados ​​serán muy inestables y se descompondrán (a través de la fisión) en elementos más ligeros muy rápidamente.

Sin embargo, podría decir legítimamente que cada estrella de neutrones es en realidad un núcleo MUY pesado y, por lo tanto, es un nuevo elemento muy estable. La estrella de neutrones es principalmente neutrones, pero habrá algunos protones y, presumiblemente, algunos electrones orbitarán la estrella de neutrones por lo que es casi neutra. Por supuesto, la diferencia entre las estrellas de neutrones y los núcleos ordinarios es que las estrellas de neutrones están unidas por la gravitación, mientras que los núcleos ordinarios están unidos por la fuerza nuclear fuerte.

Habría una estrella de neutrones más grande posible porque a medida que agregue más neutrones, eventualmente colapsará para convertirse en un agujero negro a aproximadamente 3 masas solares. Por lo tanto, el número total de elementos posibles, si se incluyen estrellas de neutrones, es finito, ¡pero será un número muy muy grande! Por ejemplo, el “número atómico” aproximado de una estrella de neutrones de 3 masas solares sería aproximadamente [matemática] 3 \ veces 10 ^ {59} [/ matemática].

En el sentido normal, la respuesta será sí a la cantidad de elementos químicos, aunque no creo que sepamos de qué se trata. Por químico, supongo que te refieres a núcleos con electrones que pueden llevar a cabo alguna forma de reacción química. En principio, la estrella de neutrones es un núcleo, pero no puede hacer química. La temperatura y la presión son en realidad bastante irrelevantes porque la mayoría de los elementos muy pesados ​​se forman después de que comienza la supernova, es decir, en la fase de expansión o en el laboratorio. En el laboratorio, el problema es obtener suficientes neutrones en la mezcla, como se podría imaginar si considera bombardear los núcleos para fusionarlos, y consulte el gráfico en la publicación de Abraham.

Parece que los problemas son los siguientes. Los neutrones en sí mismos son inestables a menos que haya un protón razonablemente cerca. Los protones que se unen entre sí comienzan a ejercer repulsiones de Coulomb. Si dos protones pueden engancharse en dos neutrones débilmente unidos, forman una partícula alfa. Si el campo nuclear de Coulomb se hace lo suficientemente grande, los electrones alcanzan masas relativistas que parecen conducir a la captura de electrones, lo que reduce el número atómico. No hay duda de que hay un límite. No sabemos qué es, pero sabemos que cuanto más pesados ​​son, menos estable es el isótopo con mayor estabilidad, y el más estable ciertamente tendrá un número par de protones y un buen exceso de neutrones.

Nada más pesado que el uranio dura mucho. Solo unos 83 elementos tienen un isótopo lo suficientemente estable para una química significativa.

Como dice Abraham Buditama, existen límites para la estabilidad de un núcleo. Una “isla de estabilidad” a punto de ser alcanzada, pero ahora parece que ninguno de los elementos allí será realmente estable, simplemente no tan inestable.

No es realmente la presión o la temperatura la clave. La mayoría de los elementos están hechos inmediatamente después de las explosiones de supernova.

El modelo del átomo de Bohr dice que en el elemento 137, el electrón en el primer orbital observa casi la velocidad de la luz, y 138 es más rápido que la luz. Cuando se considera toda la física elegante, esto salta a 173, por lo que habría una brecha en la tabla periódica a medida que los electrones en el primer orbital son empujados hacia los orbitales externos.

El modelo de estrellas de neutrones sugiere que las estrellas son tan densas que los núcleos están uno al lado del otro, y los electrones se absorben en la desintegración beta inversa. Una alternativa podría ser que los átomos se conviertan en materia muónica, lo que aumentaría la densidad en seis veces sin mucha molestia.

Aun así, se sugiere que el hidrógeno metálico podría ser estable a baja presión después de haberse formado a alta presión, por lo que ni siquiera conocemos el rango de química de los elementos existentes.

El aumento de la temperatura disociaría los núcleos y los fusionaría. Se crean elementos pesados ​​donde la densidad de neutrones es alta y un núcleo puede absorber muchos neutrones en secuencia. A medida que aumenta la masa, la desintegración alfa o la fisión espontánea se vuelven más probables hasta que equilibran la tasa de acumulación de neutrones.

¿No encuentras tanta similitud entre la estructura del átomo y la estructura de la galaxia?

Si las galaxias son como un átomo único enorme, entonces parece que no hay límite teórico para el elemento químico en UNIVERSO.