En todas las discusiones sobre cómo los elementos pesados del universo se forjan en las entrañas de las estrellas y especialmente durante la muerte de una estrella, generalmente escucho que una vez que la estrella comienza a fusionar átomos más livianos para producir hierro (Fe), ese es el final de la vida de la estrella y todo el sistema colapsa sobre sí mismo; y según la masa inicial de la estrella, tiene un resultado diferente, como una estrella blanca. enana, una estrella de neutrones o un agujero negro.
Rara vez he escuchado una explicación detallada de cómo se producen los elementos más pesados que el hierro. Agradecería una explicación convincente de este proceso.
Respuesta
Los elementos más pesados que el hierro se producen principalmente por captura de neutrones dentro de las estrellas, aunque hay otros contribuyentes menores (espalación de rayos cósmicos, desintegración radiactiva) . no sólo se producen en estrellas que explotan como supernovas. Este hecho se ha establecido desde la detección de Technet de corta duración ium en las atmósferas de las estrellas gigantes rojas y AGB en la década de 1950 (por ejemplo, Merrill 1952 ), y es fastidioso tener que seguir corrigiendo esta atroz afirmación pop-sci más de 60 años después.
El proceso r
La captura de neutrones puede ocurrir rápidamente (el r-process ) y este proceso ocurre principalmente dentro y durante las explosiones de supernovas (aunque se han discutido otros mecanismos como fusionando estrellas de neutrones ). Los neutrones libres se crean mediante la captura de electrones en los momentos finales del colapso del núcleo. Al mismo tiempo, esto puede conducir a la acumulación de núcleos ricos en neutrones y los productos de desintegración de estos conducen a muchos de los elementos químicos más pesados que el hierro una vez que son expulsados al medio interestelar durante la explosión de la supernova. El proceso r es casi exclusivamente responsable de los elementos más pesados que el plomo y contribuye a la abundancia de muchos elementos entre el hierro y el plomo.
Todavía existe un debate en curso sobre el sitio del proceso r primario. Mi juicio a partir de un análisis de la literatura reciente es que, si bien los defensores de las supernovas del colapso del núcleo estaban en la mayoría, hay un caso cada vez mayor de que las fusiones de estrellas de neutrones pueden volverse más dominantes, particularmente para las r- procesar elementos con $ A > 110 $ (por ejemplo, Berger et al . 2013 ; Tsujimoto & Shigeyama 2014 ). De hecho, algunas de las últimas investigaciones que he encontrado sugieren que el patrón de abundancias elementales del proceso r en el sistema solar podría ser completamente producido por fusiones de estrellas de neutrones (por ejemplo, Wanajo et al. 2004 ), a través de modelos de supernovas de colapso del núcleo que incorporan inestabilidades magneto-rotacionales o de " collapsar , también afirman ser capaces de reproducir el patrón de abundancia del sistema solar ( Nishimura et al. 2017 ) y puede ser necesario para explicar las abundancias mejoradas del proceso r que se encuentran en algunas estrellas de halo muy antiguas (ver, por ejemplo, Brauer et al. 2020 ).
Nueva información significativa sobre este debate proviene de las observaciones de kilonovae y, en particular, la espectacular confirmación, en forma de GW170817 , que las kilonovas pueden ser producidas por fusión de dos estrellas de neutrones. Las observaciones de la eyección presuntamente rica en neutrones han confirmado la firma de opacidad (decaimiento óptico rápido, decaimiento IR más prolongado y la aparición de características de absorción muy amplias) que sugieren la producción de lantánidos y otros elementos pesados del proceso r (por ejemplo, Pian et al. 2017 ; Chornock et al. 2017 ). Si las fusiones de estrellas de neutrones son la fuente dominante de elementos del proceso r espera una evaluación precisa de la frecuencia con la que ocurren y la cantidad de material del proceso r que se produce en cada evento, los cuales son inciertos por factores de algunas al menos.
Un artículo de Siegel (2019) revisa los méritos de la fusión de estrellas de neutrones frente a la producción de elementos de proceso r en tipos raros de supernovas de colapso del núcleo (también conocidas como " collapsars "). Su conclusión es que los colapsos son responsables de la mayoría de los elementos del proceso r en la Vía Láctea y que las fusiones de estrellas de neutrones, aunque probablemente lo suficientemente comunes, no explican las mejoras del proceso r observadas en algunas estrellas de halo muy antiguas y galaxias enanas y el nivel descendente de europio (un elemento del proceso r) a Hierro con mayor abundancia de hierro – (es decir,la UE se comporta como elementos " alpha " como el oxígeno y el neón que se producen en las supernovas).
El proceso s
Sin embargo, muchos de los elementos químicos más pesados que el hierro también se producen por captura lenta de neutrones ; el llamado s-process . Los neutrones libres para estos eventos de captura de neutrones provienen de reacciones de partículas alfa con carbono 13 (dentro de estrellas de ramas gigantes asintóticas [AGB] con masas de 1-8 masas solares) o neón 22 en estrellas gigantes por encima de 10 masas solares. Después de una captura de neutrones, un neutrón en el nuevo núcleo puede entonces desintegrarse beta, creando así un núcleo con un número de masa y un número de protones más altos. Una cadena de tales eventos puede producir una variedad de núcleos pesados, comenzando con núcleos de pico de hierro como semillas. Ejemplos de elementos producidos principalmente de esta manera incluyen Sr, Y, Rb, Ba, Pb y muchos otros. La prueba de que este mecanismo es efectivo se ve en las sobreabundancias masivas de tales elementos que se ven en las fotosferas de las estrellas AGB. Un factor decisivo es la presencia de tecnecio en las fotosferas de algunas estrellas AGB, que tiene una vida media corta y, por lo tanto, debe haberse producido in situ.
De acuerdo con Pignatari et al. (2010) , los modelos sugieren que el proceso s en estrellas de gran masa (que se convertirán en supernovas) domina la producción del proceso s de elementos con $ A < 90 $ , pero para todo lo demás hasta e incluyendo Lead, los elementos del proceso s se producen principalmente en estrellas AGB de tamaño modesto que nunca se convierten en supernovas. El material procesado simplemente se expulsa al medio interestelar por la pérdida de masa durante las pulsaciones térmicas durante la fase AGB.
La imagen general
Como una adición adicional, solo para enfatizar el punto de que no todos los elementos pesados son producidos por supernovas, aquí hay una trama de la revisión épica de Wallerstein y col. (1997) , que muestra la fracción de los elementos pesados en el sistema solar que se producen en el proceso r (es decir, un límite superior a lo que se produce en las explosiones de supernovas). Tenga en cuenta que esta fracción es muy pequeña para algunos elementos (donde domina el proceso s), pero que el proceso r produce todo más allá del plomo.
Una visualización más actualizada de lo que sucede (producido por Jennifer Johnson ) y que intenta identificar los sitios (como porcentaje) para cada elemento químico se muestra a continuación. Cabe destacar que los detalles aún están sujetos a mucha incertidumbre dependiente del modelo.
Comentarios
- ¿Hay alguna razón para creer que las supernovas se detuvo en el elemento 92, o incluso 118? Sé que hay límites para el tamaño de un núcleo, pero creo que una supernova sería mucho más poderosa que cualquiera de los reactores que ' he usado para crear transuránicos.
- @supercat Perdón por no haber visto esto antes. Creo que todos los elementos estables más allá del plomo se producen casi exclusivamente en explosiones de supernovas a través del proceso r. La pregunta sobre los límites del tamaño nuclear es diferente, posiblemente ya respondida en Physics SE, pero se rige por las propiedades de las fuerzas fuerte, débil y electromagnética. Los elementos muy pesados y exóticos pueden existir brevemente en los núcleos de las supernovas antes de que exploten y probablemente todavía estén presentes en la corteza de las estrellas de neutrones.
- Si bien no está más allá del plomo, el oro se produce en colisiones de estrellas de neutrones, ver este artículo de noticias . Noté que le diste a ese proceso una mención honorífica. Podría valer la pena incluir el tema del oro, pero si no, esta es una respuesta completa. +1
- @JimsBond Estoy al tanto del trabajo (o al menos del comunicado de prensa, ¡el artículo de revista revisado por pares que lo acompaña no menciona el oro ni una sola vez!). Sin embargo, hay un cuerpo de trabajo que sugiere que los elementos del proceso r muy pesados producen principalmente fusiones de estrellas de neutrones din. Actualizaré un poco.
- @Sean Lo suficientemente estable como para que podamos medir sus abundancias cósmicas (U, Th). Larga vida, hubiera sido una mejor frase.
Respuesta
Los elementos más pesados que el hierro solo se producen durante las supernovas ; en estas condiciones energéticas extremas, los átomos son bombardeados por una gran cantidad de neutrones. La captura rápida y sucesiva de neutrones, seguida de la desintegración beta, produce los átomos más pesados. Consulte http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova_nucleosynthesis .
Comentarios
- Su primera oración es totalmente incorrecta.
- Los elementos más pesados que el hierro también se producen en las colisiones de estrellas de neutrones. ' s especuló que la mayor parte del oro ' de la Tierra provenía de colisiones de estrellas de neutrones
Respuesta
Dentro de una estrella hay dos fuerzas primitivas compitiendo entre sí. La primera es la fuerza gravitacional que atrae la masa de la estrella hacia su núcleo y encoge la estrella, por lo que la temperatura y la presión aumentan y las estrellas de fusión nuclear liberan energía aplicando una presión de radiación hacia el exterior (segunda fuerza) que equilibra la fuerza de gravitación y ahorra que la estrella se contraiga y explote. Ninguna estrella tiene suficiente presión y temperatura para convertir el núcleo de hierro en otros elementos (por fusión nuclear). Por lo tanto, la fusión nuclear dentro de la estrella se detiene. La fuerza gravitacional supera la presión de radiación y la estrella se contrae y estalla conocida como explosión de supernova y esa explosión tiene suficiente temperatura y presión para formar todos los núcleos adicionales del hierro. El 90% de las masas de la estrella se distribuye en el espacio (Inicio de un nuevo universo) y el 10% restante forma un neutrón estrella (sin cargo).
Comentarios
- Esta no es una respuesta lo suficientemente detallada. ¿Cómo se forman los elementos más pesados a alta temperatura? y presión?