La astrofísica nuclear es una parte interdisciplinaria tanto de la física nuclear como de la astrofísica , que implica una estrecha colaboración entre investigadores en varios subcampos de cada uno de estos campos. Esto incluye, en particular, las reacciones nucleares y sus velocidades tal como ocurren en entornos cósmicos, y el modelado de objetos astrofísicos donde pueden ocurrir estas reacciones nucleares, pero también consideraciones de la evolución cósmica de la composición isotópica y elemental (a menudo llamada evolución química). Las restricciones de las observaciones involucran múltiples mensajeros, todo en el espectro electromagnético ( rayos gamma nucleares , rayos X , astronomía óptica y de radio/sub-mm ), así como mediciones isotópicas de materiales del sistema solar como meteoritos y sus inclusiones de polvo de estrellas, rayos cósmicos , depósitos de materiales en la Tierra y la Luna). Los experimentos de física nuclear abordan la estabilidad (es decir, tiempos de vida y masas) de los núcleos atómicos mucho más allá del régimen de los nucleidos estables en el ámbito de los núcleos radiactivos /inestables, casi hasta los límites de los núcleos ligados (las líneas de goteo ) y en condiciones de alta densidad (hasta materia de estrella de neutrones ) y alta temperatura (temperaturas de plasma de hasta10 9 K ). Las teorías y simulaciones son partes esenciales en este trabajo, ya que los entornos de reacción nuclear cósmica no se pueden realizar, sino, en el mejor de los casos, aproximarse parcialmente mediante experimentos. En términos generales, la astrofísica nuclear tiene como objetivo comprender el origen de los elementos químicos y los isótopos, y el papel de la generación de energía nuclear, en fuentes cósmicas como estrellas , supernovas , novas e interacciones violentas entre estrellas binarias.
En la década de 1940, el geólogo Hans Suess especuló que la regularidad que se observaba en las abundancias de elementos podía estar relacionada con las propiedades estructurales del núcleo atómico. [1] Estas consideraciones fueron sembradas por el descubrimiento de la radiactividad por Becquerel en 1896 [2] como un aparte de los avances en química que apuntaban a la producción de oro. Esta notable posibilidad de transformación de la materia creó mucho entusiasmo entre los físicos durante las siguientes décadas, culminando en el descubrimiento del núcleo atómico , con hitos en los experimentos de dispersión de Ernest Rutherford en 1911, y el descubrimiento del neutrón por James Chadwick (1932). Después de que Aston demostrara que la masa del helio es menos de cuatro veces la del protón, Eddington propuso que, a través de un proceso desconocido en el núcleo del Sol, el hidrógeno se transmuta en helio, liberando energía. [3] Veinte años después, Bethe y von Weizsäcker derivaron independientemente el ciclo CN , [4] [5] la primera reacción nuclear conocida que logra esta transmutación. El intervalo entre la propuesta de Eddington y la derivación del ciclo CN se puede atribuir principalmente a una comprensión incompleta de la estructura nuclear . Los principios básicos para explicar el origen de los elementos y la generación de energía en las estrellas aparecen en los conceptos que describen la nucleosíntesis , que surgieron en la década de 1940, liderados por George Gamow y presentados en un artículo de 2 páginas en 1948 como el artículo Alpher–Bethe–Gamow . Un concepto completo de los procesos que componen la nucleosíntesis cósmica fue presentado a fines de la década de 1950 por Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle , [6] y por Cameron . [7] A Fowler se le atribuye en gran medida el mérito de haber iniciado la colaboración entre astrónomos, astrofísicos y físicos nucleares teóricos y experimentales, en un campo que hoy conocemos como astrofísica nuclear [8] (por el que ganó el Premio Nobel en 1983). Durante esas mismas décadas, Arthur Eddington y otros fueron capaces de vincular la liberación de energía de enlace nuclear a través de tales reacciones nucleares con las ecuaciones estructurales de las estrellas. [9]
Estos desarrollos no estuvieron exentos de curiosas desviaciones. Muchos físicos notables del siglo XIX, como Mayer , Waterson, von Helmholtz y Lord Kelvin , postularon que el Sol irradia energía térmica al convertir la energía potencial gravitatoria en calor . Su vida útil, calculada a partir de esta suposición utilizando el teorema del virial , alrededor de 19 millones de años, se encontró incompatible con la interpretación de los registros geológicos y la (entonces nueva) teoría de la evolución biológica . Alternativamente, si el Sol estuviera compuesto completamente de un combustible fósil como el carbón , considerando la tasa de su emisión de energía térmica, su vida útil sería de apenas cuatro o cinco mil años, claramente incompatible con los registros de la civilización humana .
Durante los tiempos cósmicos, las reacciones nucleares reorganizan los nucleones que quedaron del big bang (en forma de isótopos de hidrógeno y helio , y trazas de litio , berilio y boro ) en otros isótopos y elementos como los encontramos hoy (ver gráfico). El motor es una conversión de energía de enlace nuclear a energía exotérmica, favoreciendo a los núcleos con más unión de sus nucleones, que son entonces más ligeros que sus componentes originales por la energía de enlace. El núcleo más fuertemente unido de la materia simétrica de neutrones y protones es 56 Ni. La liberación de energía de enlace nuclear es lo que permite que las estrellas brillen durante miles de millones de años y puede alterar las estrellas en explosiones estelares en caso de reacciones violentas (como la fusión 12 C + 12 C para explosiones de supernovas termonucleares). A medida que la materia se procesa como tal dentro de las estrellas y las explosiones estelares, algunos de los productos son expulsados del sitio de reacción nuclear y terminan en el gas interestelar. Luego, puede formar nuevas estrellas y procesarse aún más a través de reacciones nucleares, en un ciclo de materia. Esto da como resultado una evolución compositiva del gas cósmico en y entre estrellas y galaxias, enriqueciendo dicho gas con elementos más pesados. La astrofísica nuclear es la ciencia que describe y comprende los procesos nucleares y astrofísicos dentro de dicha evolución química cósmica y galáctica, vinculándola con el conocimiento de la física nuclear y la astrofísica. Las mediciones se utilizan para probar nuestra comprensión: las restricciones astronómicas se obtienen a partir de datos de abundancia estelar e interestelar de elementos e isótopos, y otras mediciones astronómicas de múltiples mensajeros de los fenómenos de los objetos cósmicos ayudan a comprenderlos y modelarlos. Las propiedades nucleares se pueden obtener de laboratorios nucleares terrestres, como aceleradores, con sus experimentos. Se necesitan teorías y simulaciones para comprender y complementar dichos datos, proporcionando modelos para las tasas de reacción nuclear en la variedad de condiciones cósmicas, y para la estructura y dinámica de los objetos cósmicos.
La astrofísica nuclear sigue siendo un rompecabezas complejo para la ciencia. [10] El consenso actual sobre los orígenes de los elementos e isótopos es que solo el hidrógeno y el helio (y trazas de litio) pueden formarse en un Big Bang homogéneo (ver nucleosíntesis del Big Bang ), mientras que todos los demás elementos y sus isótopos se forman en objetos cósmicos que se formaron más tarde, como en las estrellas y sus explosiones. [11]
La principal fuente de energía del Sol es la fusión de hidrógeno en helio a unos 15 millones de grados. Las reacciones en cadena protón-protón predominan, ocurren a energías mucho más bajas aunque mucho más lentamente que la fusión catalítica de hidrógeno a través de reacciones del ciclo CNO. La astrofísica nuclear proporciona una imagen de la fuente de energía del Sol produciendo una vida útil consistente con la edad del Sistema Solar derivada de las abundancias meteoríticas de isótopos de plomo y uranio : una edad de unos 4.500 millones de años. La combustión del hidrógeno del núcleo de las estrellas, como ocurre ahora en el Sol, define la secuencia principal de estrellas, ilustrada en el diagrama de Hertzsprung-Russell que clasifica las etapas de la evolución estelar. La vida útil del Sol de la combustión de H a través de cadenas pp es de unos 9.000 millones de años. Esto está determinado principalmente por la producción extremadamente lenta de deuterio,
que se rige por la interacción débil.
El trabajo que condujo al descubrimiento de la oscilación de neutrinos (lo que implica una masa distinta de cero para el neutrino ausente en el Modelo Estándar de física de partículas ) fue motivado por un flujo de neutrinos solares aproximadamente tres veces menor de lo esperado según las teorías, una preocupación de larga data en la comunidad de astrofísica nuclear conocida coloquialmente como el problema del neutrino solar .
Los conceptos de la astrofísica nuclear están respaldados por la observación del elemento tecnecio (el elemento químico más ligero sin isótopos estables) en estrellas, [12] por emisores de líneas de rayos gamma galácticos (como 26 Al , [13] 60 Fe y 44 Ti [14] ), por líneas de rayos gamma de desintegración radiactiva de la cadena de desintegración 56 Ni observadas desde dos supernovas (SN1987A y SN2014J) coincidentes con la luz óptica de supernova, y por la observación de neutrinos del Sol [15] y de la supernova 1987a . Estas observaciones tienen implicaciones de largo alcance. 26 Al tiene una vida útil de un millón de años, lo cual es muy corto en una escala de tiempo galáctica , lo que demuestra que la nucleosíntesis es un proceso en curso dentro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, en la época actual.
Las descripciones actuales de la evolución cósmica de las abundancias elementales son ampliamente consistentes con las observadas en el Sistema Solar y la galaxia. [11]
Los papeles de objetos cósmicos específicos en la producción de estas abundancias elementales son claros para algunos elementos, y muy debatidos para otros. Por ejemplo, se cree que el hierro se origina principalmente de explosiones de supernovas termonucleares (también llamadas supernovas de tipo Ia), y se cree que el carbono y el oxígeno se originan principalmente de estrellas masivas y sus explosiones. Se cree que el litio, el berilio y el boro se originan de reacciones de espalación de núcleos de rayos cósmicos como el carbono y núcleos más pesados, rompiéndolos. [11] Los elementos más pesados que el níquel se producen a través de los procesos lentos y rápidos de captura de neutrones , cada uno de los cuales contribuye aproximadamente con la mitad de la abundancia de estos elementos. [16] Se cree que el proceso s ocurre en las envolturas de estrellas moribundas, mientras que existe cierta incertidumbre con respecto a los sitios del proceso r . Se cree que el proceso r ocurre en explosiones de supernovas y fusiones de objetos compactos , aunque la evidencia observacional se limita a un solo evento, GW170817 , y los rendimientos relativos de los sitios propuestos del proceso r que conducen a las abundancias observadas de elementos pesados son inciertos. [11] [16] [17]
El transporte de los productos de la reacción nuclear desde sus fuentes a través del medio interestelar e intergaláctico tampoco está claro. Además, muchos núcleos que participan en las reacciones nucleares cósmicas son inestables y pueden existir solo temporalmente en sitios cósmicos, y sus propiedades (por ejemplo, la energía de enlace) no se pueden investigar en el laboratorio debido a las dificultades en su síntesis. De manera similar, la estructura estelar y su dinámica no se describen satisfactoriamente en modelos y son difíciles de observar excepto a través de la asterosismología , y los modelos de explosión de supernovas carecen de una descripción consistente basada en procesos físicos e incluyen elementos heurísticos. La investigación actual utiliza ampliamente la computación y el modelado numérico . [18]
Aunque los fundamentos de la astrofísica nuclear parecen claros y plausibles, aún quedan muchos enigmas por resolver, entre ellos, la comprensión de la fusión del helio (en concreto, las reacciones 12 C(α,γ) 16 O), [19] los lugares astrofísicos del proceso r , [16] las abundancias anómalas de litio en las estrellas de población II , [20] el mecanismo de explosión en las supernovas de colapso del núcleo , [18] y los progenitores de las supernovas termonucleares . [21]