El artículo B 2 FH [1] fue un artículo científico histórico sobre el origen de los elementos químicos. El título del artículo es Síntesis de los elementos de las estrellas , pero pasó a ser conocido como B 2 FH por las iniciales de sus autores: Margaret Burbidge , Geoffrey Burbidge , William A. Fowler y Fred Hoyle . Fue escrito entre 1955 y 1956 en la Universidad de Cambridge y Caltech , y luego publicado en Reviews of Modern Physics en 1957.
El artículo de B 2 FH revisó la teoría de la nucleosíntesis estelar y la apoyó con datos astronómicos y de laboratorio. Identificó procesos de nucleosíntesis responsables de producir elementos más pesados que el hierro y explicó sus abundancias relativas . El artículo se volvió muy influyente tanto en la astronomía como en la física nuclear .
Antes de la publicación del artículo B 2 FH, George Gamow defendió una teoría del Universo en la que casi todos los elementos químicos , o equivalentemente núcleos atómicos , se sintetizaron durante el Big Bang . La teoría de Gamow (que difiere de la actual teoría de la nucleosíntesis del Big Bang ) implicaría que la abundancia de los elementos químicos permanecería mayormente estática con el tiempo. Hans Bethe y Charles L. Critchfield habían demostrado que la conversión de hidrógeno en helio mediante fusión nuclear podría proporcionar la energía necesaria para alimentar estrellas , al derivar la cadena protón-protón (cadena pp) en 1938. [2] Carl von Weizsäcker [ 3] y Hans Bethe [4] habían obtenido de forma independiente el ciclo CNO en 1938 y 1939, respectivamente. Así, Gamow y otros sabían que las abundancias de hidrógeno y helio no eran perfectamente estáticas. Según su punto de vista, la fusión de las estrellas produciría pequeñas cantidades de helio, aumentando sólo ligeramente la abundancia procedente del Big Bang. Esta energía nuclear estelar no requirió una nucleosíntesis estelar sustancial . Los elementos desde el carbono hacia arriba seguían siendo un misterio.
Fred Hoyle ofreció una hipótesis sobre el origen de los elementos pesados. Comenzando con un artículo de 1946 y ampliado en 1954, [5] Hoyle propuso que todos los núcleos atómicos más pesados que el litio se sintetizaban en estrellas . Ambas teorías coincidieron en que algunos núcleos ligeros (hidrógeno, helio y una pequeña cantidad de litio) no se producían en las estrellas, lo que se convirtió en la teoría ahora aceptada de la nucleosíntesis del Big Bang de H, He y Li.
El artículo de B2FH era aparentemente un artículo de revisión que resumía los avances recientes en la teoría de la nucleosíntesis estelar . [6] Sin embargo, fue más allá de simplemente revisar el trabajo de Hoyle, incorporando mediciones observacionales de abundancias elementales publicadas por los Burbidges y los experimentos de laboratorio de Fowler sobre reacciones nucleares. El resultado fue una síntesis de teoría y observación, que proporcionó evidencia convincente para la hipótesis de Hoyle.
La teoría predijo que la abundancia de los elementos evolucionaría a lo largo del tiempo cosmológico, una idea que se puede comprobar mediante espectroscopia astronómica . Cada elemento tiene un conjunto característico de líneas espectrales , por lo que la espectroscopia estelar puede usarse para inferir la composición atmosférica de estrellas individuales. Las observaciones indican una fuerte correlación negativa entre el contenido inicial de elementos pesados de una estrella (conocido como metalicidad ) y su edad. Las estrellas formadas más recientemente tienden a tener una mayor metalicidad.
El Universo primitivo estaba formado únicamente por los elementos ligeros formados durante la nucleosíntesis del Big Bang . La estructura estelar y el diagrama de Hertzsprung-Russell indican que la duración de la vida de una estrella depende en gran medida de su masa inicial; las estrellas más masivas tienen una vida muy corta y las estrellas menos masivas tienen una vida más larga. El artículo de B 2 FH argumentaba que cuando una estrella muere, enriquecerá el medio interestelar con "elementos pesados" (en este caso, todos los elementos más pesados que el litio), a partir de los cuales se forman nuevas estrellas.
El artículo del B 2 FH describe aspectos clave de la física nuclear y la astrofísica implicados en cómo las estrellas producen estos elementos pesados. Al examinar la tabla de nucleidos , los autores identificaron diferentes ambientes estelares que podrían producir los patrones de abundancia isotópica observados y los procesos nucleares que deben ser responsables de ellos. Los autores invocan procesos de la física nuclear, ahora conocidos como proceso p , proceso r y proceso s , para explicar los elementos más pesados que el hierro . La abundancia de estos elementos pesados y sus isótopos es aproximadamente 100.000 veces menor que la de los elementos principales, que apoyaron la hipótesis de Hoyle de 1954 sobre la fusión nuclear dentro de las capas ardientes de estrellas masivas. [5]
B 2 FH describió y analizó exhaustivamente la nucleosíntesis de elementos más pesados que el hierro mediante la captura de neutrones libres en el interior de las estrellas. Avanzó mucho menos en la comprensión de la síntesis de los elementos muy abundantes, desde el silicio hasta el níquel. El documento no incluía el proceso de combustión de carbono , el proceso de combustión de oxígeno y el proceso de combustión de silicio , cada uno de los cuales contribuye a los elementos desde el magnesio hasta el níquel. Hoyle ya había sugerido que la nucleosíntesis de supernovas podría ser responsable de esto en su artículo de 1954. [5] Donald D. Clayton ha atribuido el menor número de citas al artículo de Hoyle de 1954 en comparación con B 2 FH como una combinación de factores: la dificultad de digerir el artículo de Hoyle de 1954 incluso para sus coautores de B 2 FH, y entre los astrónomos en general; a que Hoyle haya descrito su ecuación clave sólo con palabras [7] en lugar de escribirla de manera destacada en su artículo; y a la revisión incompleta de Hoyle del borrador B 2 FH. [8]
El físico nuclear de Caltech William Alfred Fowler aprovechó su licencia sabática para visitar a Hoyle en Cambridge de 1954 a 1955. La pareja invitó a Margaret Burbidge y Geoffrey Burbidge a unirse a ellos en Cambridge, ya que la pareja había publicado recientemente un extenso trabajo sobre las abundancias estelares que serían necesarias. para probar la hipótesis de Hoyle. El cuarteto colaboró en varios proyectos mientras estuvo en Cambridge; Fowler y Hoyle comenzaron a trabajar en una revisión que se convertiría en B 2 FH. Fowler regresó a Caltech con el trabajo lejos de estar completo y animó a los Burbidge a unirse a él en California. A ambos Burbidge se les crearon puestos temporales en 1956 en Caltech por Fowler para este propósito. [ cita necesaria ] El primer borrador completo fue completado por los Burbidge en 1956 en Caltech, después de agregar extensas observaciones astronómicas y datos experimentales para respaldar la teoría. Margaret Burbidge, la primera autora del artículo , completó gran parte del trabajo mientras estaba embarazada. [9] El artículo final tiene 104 páginas, con 34 argumentos , 4 placas fotográficas y 22 tablas ; a pesar de esta extensión, no tiene resumen . [1]
Algunos han supuesto que Fowler era el líder del grupo porque la redacción y el envío para su publicación se realizaron en Caltech en 1956, pero Geoffrey Burbidge ha afirmado que esto es un error. Fowler, aunque era un consumado físico nuclear, todavía estaba aprendiendo la teoría de Hoyle en 1955 y más tarde afirmó que Hoyle era el líder intelectual. [10] Los Burbidge también aprendieron la teoría de Hoyle durante 1954-1955 en Cambridge. "No había ningún líder en el grupo", escribió G. Burbidge en 2008, "todos hicimos contribuciones sustanciales". [11]
B 2 FH atrajo la atención científica hacia el campo de la astrofísica nuclear . Al revisar la teoría de la nucleosíntesis estelar y respaldarla con evidencia observacional, B 2 FH estableció firmemente la teoría entre los astrónomos.
Fowler recibió la mitad del Premio Nobel de Física de 1983 , posiblemente por sus contribuciones a B 2 FH. El comité del Nobel declaró: "Junto con varios compañeros de trabajo, [Fowler] desarrolló, durante la década de 1950, una teoría completa de la formación de los elementos químicos en el universo". [12] Las contribuciones de Fowler a B 2 FH incluyeron la física nuclear del proceso s y el proceso r .
Algunos han argumentado que Fred Hoyle merecía un reconocimiento similar por su trabajo teórico sobre el tema, y sostienen que sus opiniones poco ortodoxas sobre el Big Bang le impidieron recibir una parte del Premio Nobel. Geoffrey Burbidge , por ejemplo, argumentó en 2008 que "Hoyle debería haber recibido un premio Nobel por este y otros trabajos". También especuló que la razón por la que Hoyle terminó con las manos vacías fue que "se creía que Fowler era el líder del grupo". [11] Burbidge insistió en que esta percepción era falsa y señaló los artículos fundacionales anteriores de Hoyle de 1946 [13] y 1954. [5]
Fowler, en su propia conferencia Nobel, escribió sobre Hoyle: "Fred Hoyle fue la segunda gran influencia en mi vida. El gran concepto de la nucleosíntesis en las estrellas fue establecido definitivamente por primera vez por Hoyle en 1946". [14]
El biógrafo de Hoyle, Mitton, ha especulado que Hoyle fue excluido del comité del Nobel porque anteriormente se había pronunciado contra la injusticia de que el comité del Nobel pasara por alto a Jocelyn Bell Burnell para el premio de 1974. [15]
En 2007 se celebró una conferencia en Caltech en Pasadena, California para conmemorar el 50 aniversario de la publicación de B 2 FH, [16] donde Geoffrey Burbidge presentó comentarios sobre la escritura de B 2 FH.