Proceso alfa

Reacción de fusión nuclear

Creación de elementos más allá del carbono mediante el 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 solo helio y produce carbono . ^[1] El proceso alfa ocurre con mayor frecuencia en estrellas masivas y durante las supernovas .

Ambos procesos están precedidos por la fusión del hidrógeno , que produce el helio que alimenta tanto el proceso triple alfa como los procesos de la 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 solo consume el producto de la reacción anterior y el 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 presenta principalmente en forma de rayos gamma ( γ ), con una pequeña cantidad tomada por el elemento subproducto , como momento añadido .

Energía de enlace por nucleón para una selección de nucleidos. No se incluye el ⁶² Ni, cuya energía de enlace más alta es 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 fuertemente unido –es decir, el nucleido con la energía de enlace nuclear más alta por nucleón– y la producción de núcleos más pesados ​​consumiría energía (sería endotérmica ) en lugar de liberarla ( exotérmica ). ( Níquel-62 ) es en realidad el nucleido más fuertemente unido en términos de energía de enlace ^[3] (aunque tiene una energía o masa menor por nucleón). La reacción es en realidad exotérmica, y de hecho la adición de alfas continúa siendo exotérmica hasta , ^[4] pero no obstante la secuencia efectivamente termina en el hierro. La secuencia se detiene antes de producir elementos más pesados ​​que el níquel porque las condiciones en el interior estelar hacen 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 se produce . ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle \,{}_{26}^{56}\mathrm {Fe} \,}$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}}}$ ${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}}+{}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}^{60}{\textrm {Ni}}}$ ${\displaystyle \ {}_{50}^{100}\mathrm {Sn} \ }$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} ~.}$

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

Elementos del proceso alfa

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

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 por captura alfa antes de la etapa de fusión del silicio , que da lugar a las supernovas de tipo II .
• Si y Ca son elementos del proceso puramente alfa.
• El Mg puede consumirse 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 la Población II : se produce en supernovas de Tipo II , y su aumento está bien correlacionado con un aumento de otros elementos del proceso alfa.

A veces, se considera que C y N son elementos del proceso alfa, ya que, como el O , se sintetizan en reacciones de captura alfa nuclear, pero su estatus es ambiguo: cada uno de los tres elementos es producido (y consumido) por el ciclo CNO , que puede tener lugar a 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 ). Por lo tanto, 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 reticencia de algunos astrónomos a llamar (incondicionalmente) a estos tres "elementos alfa".

Producción en estrellas

El proceso alfa generalmente ocurre en grandes cantidades solo si la estrella es suficientemente masiva, más masiva que aproximadamente 10 masas solares . ^[7] Estas estrellas se contraen a medida que envejecen, aumentando la temperatura y la densidad del núcleo a niveles suficientemente altos para permitir el proceso alfa. Los requisitos aumentan con la masa atómica, especialmente en etapas posteriores, a veces denominadas quema de silicio , y por lo tanto ocurren más comúnmente en 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 componen inicialmente la estrella. ^[6]

Por lo general, 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 libre captura para producir . ^[9] Este proceso continúa después de que el núcleo termina la fase de quema de helio como una capa alrededor del núcleo que continuará quemando helio y convección hacia el núcleo. ^[7] La ​​segunda etapa ( quema de neón ) comienza cuando el helio se libera por la fotodesintegración de un átomo, lo que permite que otro continúe subiendo la escalera alfa. Luego, se inicia la quema de silicio a través de la fotodesintegración de de manera similar; después de este punto, se alcanza el pico discutido anteriormente. La onda de choque de supernova producida por el colapso estelar proporciona 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 reorganización, las partículas nucleares se convierten en sus formas más estables durante la supernova y la eyección posterior 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 se expresa generalmente en términos de logaritmos , y los astrónomos suelen utilizar una notación de 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 con el fin de calcular el número que los elementos que se deben considerar "elementos alfa" se vuelven polémicos. Los modelos teóricos de evolución galáctica predicen que en los inicios 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 nubes negras a agujeros negros. World Scientific . p. 94. ISBN 978-9810220334.
2. Fewell, MP (1995-07-01). "El nucleido atómico con la energía de enlace media más alta". American Journal of Physics . 63 (7): 653–658. Bibcode :1995AmJPh..63..653F. doi :10.1119/1.17828. ISSN  0002-9505.
3. Nave, Carl R. (c. 2017) [c. 2001]. "Los núcleos más fuertemente unidos". Física y Astronomía. hyperphysics.phy-astr.gsu.edu . Páginas de HyperPhysics. 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 AME 2020 (II). Tablas, gráficos y referencias". Chinese Physics C . 45 (3): 030003. doi :10.1088/1674-1137/abddaf.
5. Burbidge, E. Margaret ; Burbidge, GR ; Fowler, William A. ; Hoyle, F. (1957-10-01). "Síntesis de los elementos en las estrellas". Reseñas de Física Moderna . 29 (4): 547–650. Bibcode :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: Cambridge University Press. pág. 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, consultado 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 las supernovas". The Astrophysical Journal . 222 : L63–L67. Bibcode :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: University of Chicago Press. pp. 430–435. ISBN 0-226-10953-4.OCLC 9646641  .

Lectura adicional

• Mendel, J. Trevor; Proctor, Robert N.; Forbes, Duncan A. (21 de agosto de 2007) [31 de mayo de 2007]. "La edad, metalicidad y abundancia de elementos α de los cúmulos globulares galácticos, a partir de modelos de población estelar única". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 379 (4) (publicado el 26 de julio de 2007): 1618–1636. arXiv : 0705.4511v2 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12041.x .