La nucleosíntesis de supernova es la nucleosíntesis de elementos químicos en explosiones de supernova .
En las estrellas con suficiente masa, la nucleosíntesis por fusión de elementos más ligeros en otros más pesados se produce durante procesos secuenciales de combustión hidrostática denominados combustión de helio , combustión de carbono , combustión de oxígeno y combustión de silicio , en los que los subproductos de un combustible nuclear se convierten, tras un calentamiento por compresión, en el combustible para la siguiente etapa de combustión. En este contexto, la palabra "combustión" se refiere a la fusión nuclear y no a una reacción química.
Durante la combustión hidrostática, estos combustibles sintetizan abrumadoramente los nucleidos alfa ( A = 2 Z ), núcleos compuestos de números enteros de núcleos de helio-4. Inicialmente, dos núcleos de helio-4 se fusionan en un solo núcleo de berilio-8 . La adición de otro núcleo de helio 4 al berilio produce carbono-12 , seguido de oxígeno-16 , neón-20 y así sucesivamente, añadiendo cada vez 2 protones y 2 neutrones al núcleo en crecimiento. Una combustión explosiva final rápida [1] es causada por el pico repentino de temperatura debido al paso de la onda de choque que se mueve radialmente que fue lanzada por el colapso gravitacional del núcleo. WD Arnett y sus colegas de la Universidad Rice [2] [1] demostraron que la combustión de choque final sintetizaría los isótopos que no son de núcleo alfa de manera más efectiva de lo que la combustión hidrostática fue capaz de hacer, [3] [4] lo que sugiere que la nucleosíntesis esperada por onda de choque es un componente esencial de la nucleosíntesis de supernova. Juntos, los procesos de nucleosíntesis por ondas de choque y de combustión hidrostática crean la mayoría de los isótopos de los elementos carbono ( Z = 6 ), oxígeno ( Z = 8 ) y elementos con Z = 10 a 28 (desde neón hasta níquel ). [4] [5] Como resultado de la expulsión de los isótopos recién sintetizados de los elementos químicos por las explosiones de supernovas, sus abundancias aumentaron constantemente dentro del gas interestelar. Ese aumento se hizo evidente para los astrónomos a partir de las abundancias iniciales en las estrellas recién nacidas que excedían a las de las estrellas nacidas anteriormente.
Los elementos más pesados que el níquel son relativamente raros debido a que, con el peso atómico, disminuyen sus energías de enlace nuclear por nucleón, pero también se crean en parte en el interior de las supernovas. Históricamente, el mayor interés ha sido su síntesis mediante la captura rápida de neutrones durante el proceso r , lo que refleja la creencia común de que es probable que los núcleos de las supernovas proporcionen las condiciones necesarias. Sin embargo, investigaciones más recientes han propuesto una alternativa prometedora (véase el proceso r a continuación). Los isótopos del proceso r son aproximadamente 100.000 veces menos abundantes que los elementos químicos primarios fusionados en las capas de supernovas anteriores. Además, se cree que otros procesos de nucleosíntesis en supernovas son responsables también de cierta nucleosíntesis de otros elementos pesados, en particular, el proceso de captura de protones conocido como proceso rp , la captura lenta de neutrones ( proceso s ) en las capas de combustión de helio y en las capas de combustión de carbono de las estrellas masivas, y un proceso de fotodesintegración conocido como proceso γ (proceso gamma). Este último sintetiza los isótopos más ligeros y pobres en neutrones de los elementos más pesados que el hierro a partir de isótopos más pesados preexistentes.
En 1946, Fred Hoyle propuso que los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio se producirían por nucleosíntesis en los núcleos de estrellas masivas. [6] Anteriormente se había pensado que los elementos que vemos en el universo moderno se habían producido en gran parte durante su formación. En ese momento, la naturaleza de las supernovas no estaba clara y Hoyle sugirió que estos elementos pesados se distribuían en el espacio por inestabilidad rotacional. En 1954, la teoría de la nucleosíntesis de elementos pesados en estrellas masivas se refinó y se combinó con un mayor conocimiento de las supernovas para calcular las abundancias de los elementos desde el carbono hasta el níquel. [7] Los elementos clave de la teoría incluían:
La teoría predijo que la quema de silicio ocurriría como la etapa final de la fusión del núcleo en estrellas masivas, aunque la ciencia nuclear no podía calcular exactamente cómo. [6] Hoyle también predijo que el colapso de los núcleos evolucionados de estrellas masivas era "inevitable" debido a su creciente tasa de pérdida de energía por los neutrinos y que las explosiones resultantes producirían más nucleosíntesis de elementos pesados y los expulsarían al espacio. [7]
En 1957, un artículo de los autores EM Burbidge , GR Burbidge , WA Fowler y Hoyle amplió y refinó la teoría y alcanzó un amplio reconocimiento. [8] Se lo conoció como el artículo B²FH o BBFH, por las iniciales de sus autores. Los artículos anteriores cayeron en el olvido durante décadas después de que el artículo B²FH, más famoso, no atribuyera la descripción original de Hoyle de la nucleosíntesis en estrellas masivas. Donald D. Clayton ha atribuido la oscuridad también al artículo de Hoyle de 1954 que describe su ecuación clave solo en palabras, [9] y a la falta de una revisión cuidadosa por parte de Hoyle del borrador de B²FH por parte de coautores que no habían estudiado adecuadamente el artículo de Hoyle. [10] Durante sus discusiones de 1955 en Cambridge con sus coautores en preparación del primer borrador del B²FH en 1956 en Pasadena, [11] la modestia de Hoyle le había impedido enfatizarles los grandes logros de su teoría de 1954.
Trece años después del artículo de B²FH, WD Arnett y sus colegas [2] [1] demostraron que la combustión final en la onda de choque que pasa lanzada por el colapso del núcleo podría sintetizar isótopos de partículas no alfa de manera más efectiva que la combustión hidrostática, [3] [4] lo que sugiere que la nucleosíntesis explosiva es un componente esencial de la nucleosíntesis de supernovas. Una onda de choque que rebota de la materia que colapsa sobre el núcleo denso, si es lo suficientemente fuerte como para provocar la eyección de masa del manto de las supernovas, necesariamente será lo suficientemente fuerte como para proporcionar el calentamiento repentino de las capas de estrellas masivas necesario para la combustión termonuclear explosiva dentro del manto. Comprender cómo esa onda de choque puede alcanzar el manto ante la caída continua sobre la onda de choque se convirtió en la dificultad teórica. Las observaciones de supernovas aseguraron que debe ocurrir.
Las enanas blancas fueron propuestas como posibles progenitoras de ciertas supernovas a finales de los años 1960, [12] aunque una buena comprensión del mecanismo y la nucleosíntesis involucradas no se desarrolló hasta los años 1980. [13] Esto mostró que las supernovas de tipo Ia expulsaban cantidades muy grandes de níquel radiactivo y cantidades menores de otros elementos de pico de hierro, y que el níquel se desintegraba rápidamente en cobalto y luego en hierro. [14]
Los artículos de Hoyle (1946) y Hoyle (1954) y de B²FH (1957) fueron escritos por esos científicos antes de la llegada de la era de las computadoras. Se basaron en cálculos manuales, pensamiento profundo, intuición física y familiaridad con los detalles de la física nuclear. Por brillantes que fueran estos artículos fundadores, pronto surgió una desconexión cultural con una generación más joven de científicos que comenzó a construir programas informáticos [15] que eventualmente darían respuestas numéricas para la evolución avanzada de las estrellas [16] y la nucleosíntesis dentro de ellas. [17] [18] [19] [20]
Una supernova es una explosión violenta de una estrella que ocurre en dos escenarios principales. El primero es que una estrella enana blanca , que es el remanente de una estrella de baja masa que ha agotado su combustible nuclear, sufre una explosión termonuclear después de que su masa aumenta más allá de su límite de Chandrasekhar al acrecentar la masa de combustible nuclear de una estrella compañera más difusa (generalmente una gigante roja ) con la que está en órbita binaria. La nucleosíntesis descontrolada resultante destruye completamente la estrella y expulsa su masa al espacio. El segundo escenario, y aproximadamente tres veces más común, ocurre cuando una estrella masiva (12-35 veces más masiva que el Sol), generalmente una supergigante en el momento crítico, alcanza el níquel-56 en sus procesos de fusión nuclear (o quema) central. Sin energía exotérmica de fusión, el núcleo de la estrella masiva pre-supernova pierde el calor necesario para el soporte de presión y colapsa debido a la fuerte atracción gravitatoria. La transferencia de energía del colapso del núcleo causa el espectáculo de supernova. [21]
El isótopo níquel-56 tiene una de las mayores energías de enlace por nucleón de todos los isótopos, y por lo tanto es el último isótopo cuya síntesis durante la combustión del silicio del núcleo libera energía por fusión nuclear , de forma exotérmica . La energía de enlace por nucleón disminuye para pesos atómicos superiores a A = 56 , poniendo fin a la historia de la fusión de suministrar energía térmica a la estrella. La energía térmica liberada cuando el manto de supernova que cae sobre el núcleo semisólido es muy grande, alrededor de 10 53 ergios, alrededor de cien veces la energía liberada por la supernova como energía cinética de su masa expulsada. Se han publicado docenas de artículos de investigación en el intento de describir la hidrodinámica de cómo ese pequeño uno por ciento de la energía que cae sobre el núcleo se transmite al manto suprayacente frente a la caída continua sobre el núcleo. Esa incertidumbre permanece en la descripción completa de las supernovas de colapso del núcleo. [ cita requerida ]
Las reacciones de fusión nuclear que producen elementos más pesados que el hierro absorben energía nuclear y se dice que son reacciones endotérmicas . Cuando dominan tales reacciones, la temperatura interna que sustenta las capas externas de la estrella desciende. Debido a que la envoltura exterior ya no está suficientemente sostenida por la presión de radiación, la gravedad de la estrella tira de su manto rápidamente hacia adentro. A medida que la estrella colapsa, este manto choca violentamente con el núcleo estelar incompresible en crecimiento, que tiene una densidad casi tan grande como un núcleo atómico, produciendo una onda de choque que rebota hacia afuera a través del material no fusionado de la capa exterior. El aumento de temperatura por el paso de esa onda de choque es suficiente para inducir la fusión en ese material, a menudo llamada nucleosíntesis explosiva . [2] [22] La energía depositada por la onda de choque de alguna manera conduce a la explosión de la estrella, dispersando la materia fusionada en el manto sobre el núcleo hacia el espacio interestelar .
Después de que una estrella completa el proceso de quema de oxígeno , su núcleo se compone principalmente de silicio y azufre. [23] Si tiene una masa suficientemente alta, se contrae aún más hasta que su núcleo alcanza temperaturas en el rango de 2,7 a 3,5 mil millones de K (230–300 keV ). A estas temperaturas, el silicio y otros isótopos sufren fotoeyección de nucleones por fotones térmicos energéticos ( γ ) que expulsan especialmente partículas alfa ( 4 He). [23] El proceso nuclear de quema de silicio difiere de las etapas de fusión anteriores de la nucleosíntesis en que implica un equilibrio entre las capturas de partículas alfa y su fotoeyección inversa que establece abundancias de todos los elementos de partículas alfa en la siguiente secuencia en la que cada captura de partícula alfa mostrada se opone a su reacción inversa, es decir, la fotoeyección de una partícula alfa por los abundantes fotones térmicos:
Los núcleos de partículas alfa 44Ti y los más masivos en las últimas cinco reacciones enumeradas son todos radiactivos, pero se desintegran después de su eyección en explosiones de supernova en abundantes isótopos de Ca, Ti, Cr, Fe y Ni. Esta radiactividad posterior a la supernova adquirió gran importancia para el surgimiento de la astronomía de líneas de rayos gamma. [24]
En estas circunstancias físicas de reacciones rápidas opuestas, a saber, captura de partículas alfa y eyección fotoeléctrica de partículas alfa, las abundancias no están determinadas por las secciones eficaces de captura de partículas alfa; más bien están determinadas por los valores que las abundancias deben asumir para equilibrar las velocidades de las corrientes rápidas de reacción opuesta. Cada abundancia asume un valor estacionario que logra ese equilibrio. Esta imagen se llama cuasiequilibrio nuclear . [25] [26] [27] Muchos cálculos informáticos, por ejemplo, [28] que utilizan las velocidades numéricas de cada reacción y de sus reacciones inversas han demostrado que el cuasiequilibrio no es exacto pero caracteriza bien las abundancias calculadas. Por lo tanto, la imagen del cuasiequilibrio presenta una imagen comprensible de lo que realmente sucede. También llena una incertidumbre en la teoría de Hoyle de 1954. La acumulación de cuasiequilibrio se detiene después de 56 Ni porque las capturas de partículas alfa se vuelven más lentas, mientras que las eyecciones fotoeléctricas de núcleos más pesados se vuelven más rápidas. Los núcleos de partículas no alfa también participan, utilizando una serie de reacciones similares a
y su inverso, que establece las abundancias estacionarias de los isótopos que no son partículas alfa, donde las densidades libres de protones y neutrones también se establecen por el cuasiequilibrio. Sin embargo, la abundancia de neutrones libres también es proporcional al exceso de neutrones sobre protones en la composición de la estrella masiva; por lo tanto, la abundancia de 37Ar , tomándolo como ejemplo, es mayor en los eyectados de estrellas masivas recientes que en los de las estrellas primitivas de solo H y He; por lo tanto, el 37Cl , al que se desintegra el 37Ar después de la nucleosíntesis, se llama "isótopo secundario".
En aras de la brevedad, la siguiente etapa, una intrincada reorganización de fotodesintegración, y el cuasiequilibrio nuclear que logra, se denominan combustión de silicio . La combustión de silicio en la estrella progresa a través de una secuencia temporal de tales cuasiequilibrios nucleares en los que la abundancia de 28 Si disminuye lentamente y la de 56 Ni aumenta lentamente. Esto equivale a un cambio de abundancia nuclear 2 28 Si ≫ 56 Ni, que puede considerarse como la combustión de silicio en níquel ("combustión" en el sentido nuclear). La secuencia completa de combustión de silicio dura aproximadamente un día en el núcleo de una estrella masiva en contracción y se detiene después de que 56 Ni se haya convertido en la abundancia dominante. La combustión explosiva final causada cuando el choque de la supernova pasa a través de la capa de combustión de silicio dura solo segundos, pero su aumento de aproximadamente el 50% en la temperatura causa una combustión nuclear furiosa, que se convierte en el principal contribuyente a la nucleosíntesis en el rango de masas de 28-60 UMA . [1] [25] [26] [29]
Después de la etapa final de 56 Ni, la estrella ya no puede liberar energía a través de la fusión nuclear, porque un núcleo con 56 nucleones tiene la masa por nucleón más baja de todos los elementos de la secuencia. El siguiente paso en la cadena de partículas alfa sería 60 Zn. Sin embargo, 60 Zn tiene un poco más de masa por nucleón que 56 Ni y, por lo tanto, requeriría una pérdida de energía termodinámica en lugar de una ganancia como sucedió en todas las etapas anteriores de combustión nuclear.
El 56 Ni (que tiene 28 protones) tiene una vida media de 6,02 días y se desintegra mediante la desintegración β + en 56 Co (27 protones), que a su vez tiene una vida media de 77,3 días y se desintegra en 56 Fe (26 protones). Sin embargo, el 56 Ni solo tarda unos minutos en desintegrarse en el núcleo de una estrella masiva.
Esto establece que el 56 Ni es el más abundante de los núcleos radiactivos creados de esta manera. Su radiactividad energiza la curva de luz de la supernova tardía y crea la oportunidad pionera para la astronomía de líneas de rayos gamma. [24] Véase la curva de luz de SN 1987A para conocer las consecuencias de esa oportunidad.
Clayton y Meyer [28] han generalizado recientemente este proceso aún más mediante lo que han denominado la máquina de supernova secundaria , atribuyendo la creciente radiactividad que energiza las exhibiciones de supernova tardías al almacenamiento de energía de Coulomb creciente dentro de los núcleos de cuasiequilibrio mencionados anteriormente a medida que el cuasiequilibrio cambia principalmente de 28 Si a principalmente 56 Ni. Las exhibiciones visibles son alimentadas por la descomposición de ese exceso de energía de Coulomb.
Durante esta fase de la contracción del núcleo, la energía potencial de la compresión gravitacional calienta el interior a unos tres mil millones de grados Kelvin, lo que mantiene brevemente el soporte de presión y se opone a la rápida contracción del núcleo. Sin embargo, como no se puede generar energía térmica adicional mediante nuevas reacciones de fusión, la contracción final sin oposición se acelera rápidamente hasta convertirse en un colapso que dura solo unos segundos. En ese punto, la parte central de la estrella se aplasta y se convierte en una estrella de neutrones o, si la estrella es lo suficientemente masiva, en un agujero negro .
Las capas externas de la estrella son expulsadas en una explosión provocada por el choque de supernova que se desplaza hacia afuera, conocida como supernova de tipo II , cuyas manifestaciones duran días o meses. La parte que escapa del núcleo de la supernova puede contener inicialmente una gran densidad de neutrones libres, que pueden sintetizar, en aproximadamente un segundo mientras están dentro de la estrella, aproximadamente la mitad de los elementos del universo que son más pesados que el hierro a través de un mecanismo rápido de captura de neutrones conocido como proceso r . Véase a continuación.
Las estrellas con masas iniciales inferiores a aproximadamente ocho veces la del Sol nunca desarrollan un núcleo lo suficientemente grande como para colapsar y, con el tiempo, pierden sus atmósferas para convertirse en enanas blancas, esferas estables de carbono que se enfrían y que se sostienen gracias a la presión de electrones degenerados . Por lo tanto, la nucleosíntesis dentro de esas estrellas más ligeras se limita a los nucleidos que se fusionaron en el material ubicado por encima de la enana blanca final. Esto limita sus modestos rendimientos devueltos al gas interestelar al carbono-13 y al nitrógeno-14 , y a los isótopos más pesados que el hierro mediante la captura lenta de neutrones (el proceso s ).
Sin embargo, una minoría significativa de enanas blancas explotará, ya sea porque están en una órbita binaria con una estrella compañera que pierde masa ante el campo gravitatorio más fuerte de la enana blanca, o debido a una fusión con otra enana blanca. El resultado es una enana blanca que excede su límite de Chandrasekhar y explota como una supernova de tipo Ia , sintetizando aproximadamente una masa solar de isótopos radiactivos de 56 Ni, junto con cantidades más pequeñas de otros elementos de pico de hierro . La posterior desintegración radiactiva del níquel a hierro mantiene al Tipo Ia ópticamente muy brillante durante semanas y crea más de la mitad de todo el hierro del universo. [30]
Sin embargo, prácticamente todo el resto de la nucleosíntesis estelar ocurre en estrellas que son lo suficientemente masivas como para terminar como supernovas de colapso del núcleo . [29] [30] En la estrella masiva pre-supernova esto incluye la quema de helio, quema de carbono, quema de oxígeno y quema de silicio. Gran parte de ese rendimiento puede no salir nunca de la estrella, sino que desaparece en su núcleo colapsado. El rendimiento que se expulsa se fusiona sustancialmente en la combustión explosiva de último segundo causada por la onda de choque lanzada por el colapso del núcleo . [1] Antes del colapso del núcleo, la fusión de elementos entre el silicio y el hierro ocurre solo en las estrellas más grandes, y luego en cantidades limitadas. Por lo tanto, la nucleosíntesis de los abundantes elementos primarios [31] definidos como aquellos que podrían sintetizarse en estrellas de inicialmente solo hidrógeno y helio (dejados por el Big Bang), está sustancialmente limitada a la nucleosíntesis de supernova de colapso del núcleo.
Durante la nucleosíntesis de una supernova, el proceso r crea isótopos pesados muy ricos en neutrones, que se desintegran después del evento en el primer isótopo estable , creando así los isótopos estables ricos en neutrones de todos los elementos pesados. Este proceso de captura de neutrones ocurre en condiciones de alta densidad de neutrones y alta temperatura.
En el proceso r , cualquier núcleo pesado es bombardeado con un gran flujo de neutrones para formar núcleos ricos en neutrones altamente inestables que experimentan una desintegración beta muy rápida para formar núcleos más estables con un número atómico más alto y la misma masa atómica . La densidad de neutrones es extremadamente alta, alrededor de 10 22–24 neutrones por centímetro cúbico.
Los cálculos iniciales de un proceso r en evolución , que muestran la evolución de los resultados calculados con el tiempo, [32] también sugirieron que las abundancias del proceso r son una superposición de diferentes fluencias de neutrones . Una fluencia pequeña produce el primer pico de abundancia del proceso r cerca del peso atómico A = 130 pero no actínidos , mientras que una fluencia grande produce los actínidos uranio y torio pero ya no contiene el pico de abundancia A = 130. Estos procesos ocurren en una fracción de segundo a unos pocos segundos, dependiendo de los detalles. Cientos de artículos posteriores publicados han utilizado este enfoque dependiente del tiempo. La única supernova moderna cercana, 1987A , no ha revelado enriquecimientos del proceso r . El pensamiento moderno es que el rendimiento del proceso r puede ser expulsado de algunas supernovas pero absorbido por otras como parte de la estrella de neutrones residual o el agujero negro.
En 2017 se descubrieron datos astronómicos completamente nuevos sobre el proceso r cuando los observatorios de ondas gravitacionales LIGO y Virgo descubrieron una fusión de dos estrellas de neutrones que previamente habían estado orbitando una alrededor de la otra . [33] Eso puede suceder cuando ambas estrellas masivas en órbita una con la otra se convierten en supernovas de colapso de núcleo, dejando restos de estrellas de neutrones.
La localización en el cielo de la fuente de esas ondas gravitacionales irradiadas por ese colapso orbital y fusión de las dos estrellas de neutrones, creando un agujero negro, pero con una importante masa eyectada de materia altamente neutronizada , permitió a varios equipos [34] [35] [36] descubrir y estudiar la contraparte óptica restante de la fusión, encontrando evidencia espectroscópica de material del proceso r arrojado por las estrellas de neutrones en fusión.
La mayor parte de este material parece consistir en dos tipos: masas azules calientes de materia del proceso r altamente radiactiva de núcleos pesados de rango de masas más bajas ( A < 140 ) y masas rojas más frías de núcleos del proceso r de mayor número de masa ( A > 140 ) ricos en actínidos (como uranio, torio, californio, etc.). Cuando se libera de la enorme presión interna de la estrella de neutrones, esta eyección esférica rica en neutrones [37] [38] se expande e irradia luz óptica detectada durante aproximadamente una semana. Tal duración de luminosidad no sería posible sin el calentamiento por desintegración radiactiva interna, que es proporcionada por los núcleos del proceso r cerca de sus puntos de espera. Se conocen dos regiones de masa distintas ( A < 140 y A > 140 ) para los rendimientos del proceso r desde los primeros cálculos dependientes del tiempo del proceso r . [32] Debido a estas características espectroscópicas se ha argumentado que la nucleosíntesis del proceso r en la Vía Láctea puede haber sido principalmente material eyectado de fusiones de estrellas de neutrones en lugar de supernovas. [39]
