proceso alfa

Reacción de fusión nuclear

Creación de elementos más allá del carbono mediante proceso alfa

El proceso alfa , también conocido como captura alfa o escalera alfa , es una de las dos clases de reacciones de fusión nuclear mediante las cuales las estrellas convierten el helio en elementos más pesados . La otra clase es un ciclo de reacciones llamado proceso triple alfa , que consume sólo helio y produce carbono . ^[1] El proceso alfa ocurre más comúnmente en estrellas masivas y durante supernovas .

Ambos procesos están precedidos por la fusión del hidrógeno , que produce el helio que alimenta tanto el proceso triple alfa como el proceso de escalera alfa. Una vez que el proceso triple alfa ha producido suficiente carbono, comienza la escalera alfa y tienen lugar reacciones de fusión de elementos cada vez más pesados, en el orden que se indica a continuación. Cada paso sólo consume el producto de la reacción anterior y helio. Las reacciones de la etapa posterior que pueden comenzar en cualquier estrella en particular lo hacen mientras las reacciones de la etapa anterior aún están en curso en las capas externas de la estrella.

${\displaystyle {\begin{array}{ll}{\ce {~{}_{6}^{12}C\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->~{}_{8}^{16}O\ \ ~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.16\ MeV}}\\{\ce {~{}_{8}^{16}O\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{10}^{20}Ne\ \ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {4.73\ MeV}}\\{\ce {{}_{10}^{20}Ne\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{12}^{24}Mg\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {9.32\ MeV}}\\{\ce {{}_{12}^{24}Mg\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{14}^{28}Si\ ~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {9.98\ MeV}}\\{\ce {{}_{14}^{28}Si\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{16}^{32}S\ \ ~~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {6.95\ MeV}}\\{\ce {{}_{16}^{32}S\ ~~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{18}^{36}Ar\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {6.64\ MeV}}\\{\ce {{}_{18}^{36}Ar\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{20}^{40}Ca\ \ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.04\ MeV}}\\{\ce {{}_{20}^{40}Ca\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{22}^{44}Ti\ ~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {5.13\ MeV}}\\{\ce {{}_{22}^{44}Ti\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{24}^{48}Cr\ ~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.70\ MeV}}\\{\ce {{}_{24}^{48}Cr\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{26}^{52}Fe\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.94\ MeV}}\\{\ce {{}_{26}^{52}Fe\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{28}^{56}Ni\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {8.00\ MeV}}\end{array}}}$

La energía producida por cada reacción, E , se encuentra principalmente en forma de rayos gamma ( γ ), con una pequeña cantidad tomada por el elemento subproducto , como impulso añadido .

Energía de enlace por nucleón para una selección de nucleidos. No figura en la lista el ⁶² Ni, con la energía de enlace más alta de 8,7945 MeV.

Es un error común pensar que la secuencia anterior termina en (o , que es un producto de desintegración de ^[2] ) porque es el nucleido más estrechamente unido , es decir, el nucleido con mayor energía de enlace nuclear por nucleón , y con producción de compuestos más pesados. los núcleos consumirían energía (sería endotérmico ) en lugar de liberarla ( exotérmico ). ( Níquel-62 ) es en realidad el nucleido más estrechamente unido en términos de energía de enlace ^[3] (aunque tiene una energía o masa por nucleón menor). La reacción es en realidad exotérmica y, de hecho, la adición de alfa sigue siendo exotérmica hasta , ^[4] pero, no obstante, la secuencia efectivamente termina en hierro. La secuencia se detiene antes de producirse porque las condiciones en el interior estelar provocan que la competencia entre la fotodesintegración y el proceso alfa favorezca la fotodesintegración alrededor del hierro . ^{[2] [5]} Esto lleva a que se produzca más de lo que ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle \,{}_{26}^{56}\mathrm {Fe} \,}$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}}}$ ${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}}+{}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}^{60}{\textrm {Ni}}}$ ${\displaystyle \ {}_{50}^{100}\mathrm {Sn} \ }$ ${\displaystyle \ {}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \ }$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} ~.}$

Todas estas reacciones tienen una velocidad muy baja a las temperaturas y densidades de las estrellas y, por lo tanto, no aportan energía significativa a la producción total de una estrella. Ocurren incluso con menos facilidad con elementos más pesados ​​que el neón ( número atómico Z > 10), debido a la creciente barrera de Coulomb .

Elementos del proceso alfa

Los elementos de proceso alfa (o elementos alfa ) se llaman así porque sus isótopos más abundantes son múltiplos enteros de cuatro: la masa del núcleo de helio (la partícula alfa ). Estos isótopos se llaman alfa nucleidos .

Logaritmo de la producción de energía relativa ( ε ) de los procesos de fusión protón-protón ( pp ), CNO y triple- α a diferentes temperaturas ( T ). La línea discontinua muestra la generación de energía combinada de los procesos pp y CNO dentro de una estrella.

• Los elementos alfa estables son : C , O , Ne , Mg , Si y S.
• Los elementos Ar y Ca son " observativamente estables " . Se sintetizan mediante captura alfa antes de la etapa de fusión del silicio , que conduce a las supernovas de tipo II .
• Si y Ca son elementos de proceso puramente alfa.
• El magnesio se puede consumir por separado mediante reacciones de captura de protones .

El estatus del oxígeno ( O ) es controvertido: algunos autores ^[6] lo consideran un elemento alfa, mientras que otros no. El O es seguramente un elemento alfa en estrellas de baja metalicidad de Población II : se produce en supernovas de Tipo II y su mejora está bien correlacionada con la mejora de otros elementos del proceso alfa.

A veces, C y N se consideran elementos del proceso alfa ya que, al igual que el O , se sintetizan en reacciones nucleares de captura alfa, pero su estado es ambiguo: cada uno de los tres elementos es producido (y consumido) por el ciclo CNO , que puede proceder a velocidades alfa. temperaturas mucho más bajas que aquellas en las que los procesos de la escalera alfa comienzan a producir cantidades significativas de elementos alfa (incluidos C , N y O ). Así que la mera presencia de C , N u O en una estrella no indica claramente que el proceso alfa esté realmente en marcha; de ahí la renuencia de algunos astrónomos a llamar (incondicionalmente) a estos tres "elementos alfa".

Producción en estrellas

El proceso alfa generalmente ocurre en grandes cantidades sólo si la estrella es suficientemente masiva ( siendo la masa del sol); ^[7] estas estrellas se contraen a medida que envejecen, aumentando la temperatura central y la densidad a niveles lo suficientemente altos como para permitir el proceso alfa. Los requisitos aumentan con la masa atómica, especialmente en las etapas posteriores (a veces denominadas combustión de silicio ) y, por lo tanto, ocurren más comúnmente en las supernovas . ^[8] Las supernovas de tipo II sintetizan principalmente oxígeno y los elementos alfa ( Ne , Mg , Si , S , Ar , Ca y Ti ), mientras que las supernovas de tipo Ia producen principalmente elementos del pico de hierro ( Ti , V , Cr , Mn , Fe , Co y Ni ). ^[7] Las estrellas suficientemente masivas pueden sintetizar elementos hasta el pico de hierro inclusive únicamente a partir del hidrógeno y el helio que inicialmente componen la estrella. ^[6] ${\displaystyle \gtrsim 10M_{\odot }}$ ${\displaystyle M_{\odot }}$

Normalmente, la primera etapa del proceso alfa (o captura alfa) sigue a la etapa de quema de helio de la estrella una vez que el helio se agota; en este punto, el helio se captura libremente para producirlo . ^[9] Este proceso continúa después de que el núcleo termina la fase de combustión de helio, ya que una capa alrededor del núcleo continuará quemando helio y convección hacia el núcleo. ^[7] La ​​segunda etapa ( quema de neón ) comienza cuando el helio se libera mediante la fotodesintegración de un átomo, lo que permite que otro continúe ascendiendo en la escalera alfa. Posteriormente se inicia la combustión del silicio mediante la fotodesintegración de manera similar; pasado este punto se alcanza el pico comentado anteriormente. La onda de choque de supernova producida por el colapso estelar proporciona las condiciones ideales para que estos procesos ocurran brevemente. ${\displaystyle {}_{6}^{12}{\textrm {C}}}$ ${\displaystyle {}_{8}^{16}{\textrm {O}}}$ ${\displaystyle {}_{10}^{20}{\textrm {Ne}}}$ ${\displaystyle {}_{14}^{28}{\textrm {Si}}}$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$

Durante este calentamiento terminal que implica fotodesintegración y reordenamiento, las partículas nucleares se convierten a sus formas más estables durante la supernova y la posterior eyección a través, en parte, de procesos alfa. A partir de y por encima, todos los elementos del producto son radiactivos y, por lo tanto, se desintegrarán en un isótopo más estable; por ejemplo, se forma y se desintegra en . ^[9] ${\displaystyle {}_{22}^{44}{\textrm {Ti}}}$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle {}_{26}^{56}{\textrm {Fe}}}$

Notación especial para abundancia relativa

La abundancia de elementos alfa totales en las estrellas generalmente se expresa en términos de logaritmos , y los astrónomos suelen utilizar una notación entre corchetes:

${\displaystyle \left[{\frac {\alpha }{\,{\ce {Fe}}\,}}\right]~\equiv ~\log _{10}{\left(\,{\frac {N_{\mathrm {E} \alpha }}{\,N_{{\ce {Fe}}}\,}}\,\right)_{\mathsf {Star}}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {E} \alpha }}{\,N_{{\ce {Fe}}}\,}}\,\right)_{\mathsf {Sun}}}~,}$

donde es el número de elementos alfa por unidad de volumen y es el número de núcleos de hierro por unidad de volumen. Es a efectos del cálculo del número que resulta polémico qué elementos deben considerarse "elementos alfa". Los modelos teóricos de evolución galáctica predicen que en las primeras etapas del universo había más elementos alfa en relación con el hierro. ${\displaystyle \,N_{\mathrm {E} \alpha }\,}$ ${\displaystyle \,N_{{\ce {Fe}}}\,}$ ${\displaystyle \,N_{\mathrm {E} \alpha }\,}$

Referencias

1. Narlikar, Jayant V. (1995). De las nubes negras a los agujeros negros. Científico Mundial . pag. 94.ISBN​ 978-9810220334.
2. Fewell, diputado (1 de julio de 1995). "El nucleido atómico con mayor energía de enlace media". Revista Estadounidense de Física . 63 (7): 653–658. Código bibliográfico : 1995AmJPh..63..653F. doi :10.1119/1.17828. ISSN  0002-9505.
3. Nave, Carl R. (c. 2017) [c. 2001]. "Los núcleos más estrechamente unidos". Física y Astronomía. hiperfísica.phy-astr.gsu.edu . Páginas de Hiperfísica. Universidad Estatal de Georgia . Consultado el 21 de febrero de 2019 .
4. Wang, Meng; Huang, WJ; Kondev, FG; Audi, G.; Naimi, S. (2021). "La evaluación de la masa atómica (II) AME 2020). Tablas, gráficos y referencias". Física China C. 45 (3): 030003. doi :10.1088/1674-1137/abddaf.
5. Burbidge, E. Margaret ; Burbidge, GR ; Fowler, William A .; Hoyle, F. (1 de octubre de 1957). "Síntesis de los elementos de las estrellas". Reseñas de Física Moderna . 29 (4): 547–650. Código bibliográfico : 1957RvMP...29..547B. doi : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
6. Mo, Houjun (2010). Formación y evolución de galaxias. Frank Van den Bosch, S. White. Cambridge: Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 460.ISBN​ 978-0-521-85793-2. OCLC  460059772.
7. Truran, JW; Heger, A. (2003), "Origen de los elementos", Tratado de geoquímica , Elsevier, págs. 1-15, doi :10.1016/b0-08-043751-6/01059-8, ISBN 978-0-08-043751-4, recuperado el 17 de febrero de 2023
8. Truran, JW; Cowan, JJ; Cameron, AGW (1 de junio de 1978). "El proceso r impulsado por helio en supernovas". La revista astrofísica . 222 : L63–L67. Código Bib : 1978ApJ...222L..63T. doi : 10.1086/182693 . ISSN  0004-637X.
9. Clayton, Donald D. (1983). Principios de evolución estelar y nucleosíntesis: con un nuevo prefacio. Chicago: Prensa de la Universidad de Chicago. págs. 430–435. ISBN 0-226-10953-4. OCLC  9646641.

Otras lecturas

• Mendel, J. Trevor; Proctor, Robert N.; Forbes, Duncan A. (21 de agosto de 2007) [31 de mayo de 2007]. "La edad, la metalicidad y la abundancia del elemento α de los cúmulos globulares galácticos, a partir de modelos de población estelar única". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 379 (4) (publicado el 26 de julio de 2007): 1618–1636. arXiv : 0705.4511v2 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12041.x .