La nucleosíntesis es el proceso que crea nuevos núcleos atómicos a partir de nucleones (protones y neutrones) y núcleos preexistentes . Según las teorías actuales, los primeros núcleos se formaron pocos minutos después del Big Bang , mediante reacciones nucleares en un proceso llamado nucleosíntesis del Big Bang . [1] Después de unos 20 minutos, el universo se había expandido y enfriado hasta un punto en el que estas colisiones de alta energía entre nucleones terminaron, por lo que solo ocurrieron las reacciones más rápidas y simples, dejando nuestro universo conteniendo hidrógeno y helio . El resto son trazas de otros elementos como el litio y el isótopo de hidrógeno deuterio . La nucleosíntesis en las estrellas y sus explosiones produjeron posteriormente la variedad de elementos e isótopos que tenemos hoy, en un proceso llamado evolución química cósmica. Las cantidades de masa total en elementos más pesados que el hidrógeno y el helio (llamados "metales" por los astrofísicos) siguen siendo pequeñas (un pequeño porcentaje), de modo que el universo todavía tiene aproximadamente la misma composición.
Las estrellas fusionan elementos ligeros con otros más pesados en sus núcleos , emitiendo energía en el proceso conocido como nucleosíntesis estelar . Las reacciones de fusión nuclear crean muchos de los elementos más ligeros, hasta el hierro y el níquel inclusive en las estrellas más masivas. Los productos de la nucleosíntesis estelar permanecen atrapados en núcleos y remanentes estelares, excepto si son expulsados a través de vientos y explosiones estelares. Las reacciones de captura de neutrones del proceso r y del proceso s crean elementos más pesados, desde el hierro hacia arriba.
La nucleosíntesis de supernovas dentro de estrellas en explosión es en gran medida responsable de los elementos entre el oxígeno y el rubidio : de la eyección de elementos producidos durante la nucleosíntesis estelar; mediante nucleosíntesis explosiva durante la explosión de una supernova; y del proceso r (absorción de múltiples neutrones) durante la explosión.
Las fusiones de estrellas de neutrones son una fuente importante de elementos producidos en el proceso r recientemente descubierta . Cuando dos estrellas de neutrones chocan, se puede expulsar una cantidad significativa de materia rica en neutrones, que rápidamente forma elementos pesados.
La espalación de rayos cósmicos es un proceso en el que los rayos cósmicos impactan en los núcleos y los fragmentan. Es una fuente importante de núcleos más ligeros, particularmente 3 He, 9 Be y 10,11 B, que no se crean mediante nucleosíntesis estelar. La espalación de los rayos cósmicos puede ocurrir en el medio interestelar , en asteroides y meteoroides , o en la Tierra en la atmósfera o en el suelo. Esto contribuye a la presencia en la Tierra de nucleidos cosmogénicos .
En la Tierra también se producen nuevos núcleos mediante radiogénesis , la desintegración de radionucleidos primordiales de larga vida como el uranio, el torio y el potasio-40.
Se cree que los propios nucleones primordiales se formaron a partir del plasma de quarks y gluones hace unos 13.800 millones de años durante el Big Bang , cuando se enfrió por debajo de los dos billones de grados. Unos minutos después, partiendo únicamente de protones y neutrones , se formaron núcleos hasta llegar al litio y al berilio (ambos con número de masa 7), pero casi ningún otro elemento. Es posible que se haya formado algo de boro en este momento, pero el proceso se detuvo antes de que se pudiera formar una cantidad significativa de carbono , ya que este elemento requiere un producto de densidad y tiempo de helio mucho mayor que el que estaba presente en el corto período de nucleosíntesis del Big Bang. Ese proceso de fusión esencialmente se detuvo en unos 20 minutos, debido a las caídas de temperatura y densidad a medida que el universo continuaba expandiéndose. Este primer proceso, la nucleosíntesis del Big Bang , fue el primer tipo de nucleogénesis que se produjo en el universo, creando los llamados elementos primordiales .
Una estrella formada en el universo primitivo produce elementos más pesados combinando sus núcleos más ligeros ( hidrógeno , helio , litio , berilio y boro ) que se encontraron en la composición inicial del medio interestelar y, por tanto, de la estrella. Por lo tanto, el gas interestelar contiene cantidades cada vez menores de estos elementos ligeros, que están presentes sólo en virtud de su nucleosíntesis durante el Big Bang, y también de la espalación de los rayos cósmicos . Por lo tanto, se cree que estos elementos más ligeros en el universo actual se produjeron a través de miles de millones de años de desintegración mediada por rayos cósmicos (principalmente protones de alta energía) de elementos más pesados en gas y polvo interestelar. Los fragmentos de estas colisiones de rayos cósmicos incluyen helio-3 y los isótopos estables de los elementos ligeros litio, berilio y boro. El carbono no se produjo en el Big Bang, sino que se produjo más tarde en estrellas más grandes mediante el proceso triple alfa .
La posterior nucleosíntesis de elementos más pesados ( Z ≥ 6, carbono y elementos más pesados) requiere temperaturas y presiones extremas que se encuentran dentro de las estrellas y supernovas . Estos procesos comenzaron cuando el hidrógeno y el helio del Big Bang colapsaron en las primeras estrellas después de unos 500 millones de años. La formación de estrellas ha estado ocurriendo continuamente en las galaxias desde entonces. Los nucleidos primordiales fueron creados por nucleosíntesis del Big Bang , nucleosíntesis estelar , nucleosíntesis de supernovas y por nucleosíntesis en eventos exóticos como las colisiones de estrellas de neutrones. Otros nucleidos, como el 40 Ar, se formaron más tarde mediante desintegración radiactiva. En la Tierra, la mezcla y la evaporación han alterado la composición primordial hasta lo que se llama composición terrestre natural. Los elementos más pesados producidos después del Big Bang varían en números atómicos desde Z = 6 ( carbono ) hasta Z = 94 ( plutonio ). La síntesis de estos elementos se produjo a través de reacciones nucleares que involucran interacciones fuertes y débiles entre núcleos, y se denomina fusión nuclear (que incluye la captura múltiple de neutrones, tanto rápida como lenta ), e incluye también la fisión nuclear y desintegraciones radiactivas como la desintegración beta . La estabilidad de los núcleos atómicos de diferentes tamaños y composición (es decir, número de neutrones y protones) juega un papel importante en las posibles reacciones entre núcleos. La nucleosíntesis cósmica, por tanto, es estudiada entre investigadores de astrofísica y física nuclear (" astrofísica nuclear ").
Las primeras ideas sobre la nucleosíntesis fueron simplemente que los elementos químicos se crearon en el comienzo del universo, pero no se pudo identificar ningún escenario físico racional para esto. Poco a poco quedó claro que el hidrógeno y el helio son mucho más abundantes que cualquiera de los otros elementos. Todo el resto constituye menos del 2% de la masa del Sistema Solar, y también de otros sistemas estelares. Al mismo tiempo, quedó claro que el oxígeno y el carbono eran los dos elementos más comunes que le seguían, y también que había una tendencia general hacia una gran abundancia de elementos ligeros, especialmente aquellos con isótopos compuestos por números enteros de núcleos de helio-4 ( alfa). nucleidos ).
Arthur Stanley Eddington sugirió por primera vez en 1920 que las estrellas obtienen su energía fusionando hidrógeno en helio y planteó la posibilidad de que los elementos más pesados también se pudieran formar en las estrellas. [2] [3] Esta idea no fue generalmente aceptada, ya que no se entendía el mecanismo nuclear. En los años inmediatamente anteriores a la Segunda Guerra Mundial, Hans Bethe aclaró por primera vez los mecanismos nucleares mediante los cuales el hidrógeno se fusiona en helio.
El trabajo original de Fred Hoyle sobre la nucleosíntesis de elementos más pesados en las estrellas se produjo justo después de la Segunda Guerra Mundial. [4] Su trabajo explicó la producción de todos los elementos más pesados, empezando por el hidrógeno. Hoyle propuso que el hidrógeno se crea continuamente en el universo a partir del vacío y la energía, sin necesidad de un comienzo universal.
El trabajo de Hoyle explicó cómo la abundancia de los elementos aumentó con el tiempo a medida que la galaxia envejecía. Posteriormente, la imagen de Hoyle se amplió durante la década de 1960 con contribuciones de William A. Fowler , Alastair GW Cameron y Donald D. Clayton , seguidos de muchos otros. El artículo de revisión fundamental de 1957 de EM Burbidge , GR Burbidge , Fowler y Hoyle [5] es un conocido resumen del estado del campo en 1957. Ese artículo definió nuevos procesos para la transformación de un núcleo pesado en otros dentro de las estrellas, procesos que podrían ser documentados por los astrónomos.
El propio Big Bang había sido propuesto en 1931, mucho antes de este período, por Georges Lemaître , un físico belga, quien sugirió que la evidente expansión del Universo en el tiempo requería que el Universo, si se contraía hacia atrás en el tiempo, continuaría haciéndolo. hasta que ya no pudo contraerse más. Esto llevaría toda la masa del Universo a un solo punto, un "átomo primitivo", a un estado antes del cual el tiempo y el espacio no existían. A Hoyle se le atribuye haber acuñado el término "Big Bang" durante una transmisión de radio de la BBC en 1949, diciendo que la teoría de Lemaître estaba "basada en la hipótesis de que toda la materia en el universo se creó en una gran explosión en un momento particular del pasado remoto. " Se informa popularmente que Hoyle pretendía que esto fuera peyorativo, pero Hoyle lo negó explícitamente y dijo que era solo una imagen llamativa destinada a resaltar la diferencia entre los dos modelos. El modelo de Lemaître era necesario para explicar la existencia de deuterio y nucleidos entre el helio y el carbono, así como la cantidad fundamentalmente elevada de helio presente no sólo en las estrellas sino también en el espacio interestelar. Dio la casualidad de que se necesitarían los modelos de nucleosíntesis de Lemaître y Hoyle para explicar las abundancias elementales en el universo.
El objetivo de la teoría de la nucleosíntesis es explicar las abundancias muy diferentes de los elementos químicos y sus diversos isótopos desde la perspectiva de los procesos naturales. El principal estímulo para el desarrollo de esta teoría fue la forma de una gráfica de las abundancias versus el número atómico de los elementos. Esas abundancias, cuando se representan en un gráfico como función del número atómico, tienen una estructura dentada en dientes de sierra que varía en factores hasta diez millones. Un estímulo muy influyente para la investigación de la nucleosíntesis fue una tabla de abundancia creada por Hans Suess y Harold Urey que se basaba en las abundancias no fraccionadas de los elementos no volátiles que se encuentran dentro de los meteoritos no evolucionados. [6] Un gráfico de este tipo de abundancias se muestra en una escala logarítmica a continuación, donde la estructura dramáticamente irregular es suprimida visualmente por las muchas potencias de diez abarcadas en la escala vertical de este gráfico.
Hay una serie de procesos astrofísicos que se cree que son responsables de la nucleosíntesis. La mayoría de estos ocurren dentro de las estrellas, y la cadena de esos procesos de fusión nuclear se conoce como quema de hidrógeno (a través de la cadena protón-protón o ciclo CNO ), quema de helio , quema de carbono , quema de neón , quema de oxígeno y quema de silicio . Estos procesos pueden crear elementos que incluyen hasta hierro y níquel. Esta es la región de nucleosíntesis dentro de la cual se crean los isótopos con mayor energía de unión por nucleón. Los elementos más pesados pueden ensamblarse dentro de las estrellas mediante un proceso de captura de neutrones conocido como proceso s o en entornos explosivos, como supernovas y fusiones de estrellas de neutrones , mediante varios otros procesos. Algunos de esos otros incluyen el proceso r , que implica capturas rápidas de neutrones, el proceso rp y el proceso p (a veces conocido como proceso gamma), que resulta en la fotodesintegración de los núcleos existentes.
La nucleosíntesis del Big Bang [8] ocurrió dentro de los primeros tres minutos del comienzo del universo y es responsable de gran parte de la abundancia de1
H ( protio ),2
H (D, deuterio ),3
Él ( helio-3 ), y4
Él ( helio-4 ). A pesar de4
Sigue siendo producido por fusión estelar y desintegraciones alfa y trazas de cantidades de1
H siguen produciéndose por espalación y ciertos tipos de desintegración radiactiva; se cree que la mayor parte de la masa de los isótopos del universo se produjo en el Big Bang . Los núcleos de estos elementos, junto con algunos7
Li y7
Se considera que se formaron entre 100 y 300 segundos después del Big Bang, cuando el plasma primordial de quarks y gluones se congeló para formar protones y neutrones . Debido al muy corto período en el que se produjo la nucleosíntesis antes de que fuera detenida por la expansión y el enfriamiento (unos 20 minutos), no se pudieron formar elementos más pesados que el berilio (o posiblemente el boro ). Los elementos formados durante este tiempo estaban en estado de plasma y no se enfriaron al estado de átomos neutros hasta mucho más tarde. [ cita necesaria ]
La nucleosíntesis estelar es el proceso nuclear mediante el cual se producen nuevos núcleos. Ocurre en las estrellas durante la evolución estelar . Es responsable de la abundancia galáctica de elementos desde el carbono hasta el hierro . Las estrellas son hornos termonucleares en los que H y He se fusionan en núcleos más pesados mediante temperaturas cada vez más altas a medida que evoluciona la composición del núcleo. [9] De particular importancia es el carbono porque su formación a partir de He es un cuello de botella en todo el proceso. El carbono se produce mediante el proceso triple alfa en todas las estrellas. El carbono es también el principal elemento que provoca la liberación de neutrones libres dentro de las estrellas, dando lugar al proceso s , en el que la lenta absorción de neutrones convierte el hierro en elementos más pesados que el hierro y el níquel. [10] [11]
Los productos de la nucleosíntesis estelar generalmente se dispersan en el gas interestelar a través de episodios de pérdida de masa y los vientos estelares de estrellas de baja masa. Los eventos de pérdida de masa se pueden presenciar hoy en la fase de nebulosas planetarias de la evolución de estrellas de baja masa, y el final explosivo de las estrellas, llamadas supernovas , de aquellas con más de ocho veces la masa del Sol.
La primera prueba directa de que la nucleosíntesis se produce en las estrellas fue la observación astronómica de que el gas interestelar se ha ido enriqueciendo con elementos pesados con el paso del tiempo. Como resultado, las estrellas que nacieron a partir de él al final de la galaxia se formaron con abundancias iniciales de elementos pesados mucho mayores que las que se habían formado antes. La detección de tecnecio en la atmósfera de una estrella gigante roja en 1952, [12] mediante espectroscopia, proporcionó la primera evidencia de actividad nuclear dentro de las estrellas. Como el tecnecio es radiactivo y tiene una vida media mucho menor que la edad de la estrella, su abundancia debe reflejar su reciente creación dentro de esa estrella. Una prueba igualmente convincente del origen estelar de los elementos pesados es la gran sobreabundancia de elementos estables específicos que se encuentran en las atmósferas estelares de las estrellas asintóticas con ramas gigantes . La observación de abundancias de bario entre 20 y 50 veces mayores que las encontradas en estrellas no evolucionadas es una prueba del funcionamiento del proceso s dentro de dichas estrellas. Muchas pruebas modernas de la nucleosíntesis estelar las proporcionan las composiciones isotópicas del polvo estelar , granos sólidos que se han condensado a partir de los gases de estrellas individuales y que se han extraído de meteoritos. El polvo de estrellas es un componente del polvo cósmico y con frecuencia se le llama granos presolares . Las composiciones isotópicas medidas en los granos de polvo de estrellas demuestran muchos aspectos de la nucleosíntesis dentro de las estrellas a partir de las cuales los granos se condensaron durante los episodios de pérdida de masa de la última etapa de la vida de la estrella. [13]
La nucleosíntesis de supernova ocurre en el entorno energético de las supernovas, en las que los elementos entre el silicio y el níquel se sintetizan en un cuasiequilibrio [14] establecido durante la fusión rápida que se une mediante reacciones nucleares equilibradas recíprocas al 28 Si. Se puede considerar el cuasiequilibrio como casi equilibrio , excepto por una gran abundancia de 28 núcleos de Si en la mezcla que arde febrilmente. Este concepto [11] fue el descubrimiento más importante en la teoría de la nucleosíntesis de elementos de masa intermedia desde el artículo de Hoyle de 1954 porque proporcionó una comprensión global de los elementos abundantes y químicamente importantes entre el silicio ( A = 28) y el níquel ( A = 60). . Reemplazó el proceso alfa incorrecto, aunque muy citado, del artículo B 2 FH , que sin darse cuenta oscureció la teoría de Hoyle de 1954. [15] Pueden ocurrir otros procesos de nucleosíntesis, en particular el proceso r (proceso rápido) descrito en el artículo B 2 FH y calculado por primera vez por Seeger, Fowler y Clayton, [16] en el que los isótopos más ricos en neutrones de los elementos más pesados que el níquel se producen por la rápida absorción de neutrones libres . La creación de neutrones libres mediante la captura de electrones durante la rápida compresión del núcleo de la supernova junto con el ensamblaje de algunos núcleos semilla ricos en neutrones hace que el proceso r sea un proceso primario , y que puede ocurrir incluso en una estrella de H y He puros. . Esto contrasta con la denominación B 2 FH del proceso como proceso secundario . Este escenario prometedor, aunque generalmente respaldado por expertos en supernovas, aún tiene que lograr un cálculo satisfactorio de las abundancias del proceso r. El proceso r primario ha sido confirmado por astrónomos que habían observado estrellas viejas nacidas cuando la metalicidad galáctica era aún pequeña, que sin embargo contienen su complemento de núcleos de proceso r; demostrando así que la metalicidad es producto de un proceso interno. El proceso r es responsable de nuestra cohorte natural de elementos radiactivos, como el uranio y el torio, así como de los isótopos más ricos en neutrones de cada elemento pesado.
El proceso rp (protón rápido) implica la rápida absorción de protones libres así como de neutrones, pero su papel y su existencia son menos seguros.
La nucleosíntesis explosiva ocurre demasiado rápido para que la desintegración radiactiva disminuya el número de neutrones, de modo que muchos isótopos abundantes con números iguales e incluso de protones y neutrones se sintetizan mediante el proceso de cuasiequilibrio del silicio. [14] Durante este proceso, la quema de oxígeno y silicio fusiona núcleos que tienen el mismo número de protones y neutrones para producir nucleidos que consisten en números enteros de núcleos de helio, hasta 15 (que representan 60 Ni). Estos nucleidos de múltiples partículas alfa son totalmente estables hasta 40 Ca (hechos de 10 núcleos de helio), pero los núcleos más pesados con un número igual e incluso de protones y neutrones están estrechamente unidos pero son inestables. El cuasiequilibrio produce isobaras radiactivas 44 Ti , 48 Cr, 52 Fe y 56 Ni, que (excepto 44 Ti) se crean en abundancia pero se desintegran después de la explosión y dejan el isótopo más estable del elemento correspondiente con el mismo peso atómico. . Los isótopos más abundantes y existentes de elementos producidos de esta manera son 48 Ti, 52 Cr y 56 Fe. Estas desintegraciones van acompañadas de la emisión de rayos gamma (radiación del núcleo), cuyas líneas espectroscópicas pueden utilizarse para identificar el isótopo creado por la desintegración. La detección de estas líneas de emisión fue un producto temprano importante de la astronomía de rayos gamma. [17]
La prueba más convincente de nucleosíntesis explosiva en supernovas se produjo en 1987 cuando se detectaron aquellas líneas de rayos gamma que emergían de la supernova 1987A . Las líneas de rayos gamma que identifican los núcleos de 56 Co y 57 Co, cuyas vidas medias limitan su edad a aproximadamente un año, demostraron que sus padres radiactivos, el cobalto, los crearon. Esta observación de astronomía nuclear fue predicha en 1969 [17] como una forma de confirmar la nucleosíntesis explosiva de los elementos, y esa predicción jugó un papel importante en la planificación del Observatorio Compton de Rayos Gamma de la NASA .
Otras pruebas de nucleosíntesis explosiva se encuentran en los granos de polvo de estrellas que se condensaron en el interior de las supernovas a medida que se expandían y enfriaban. Los granos de polvo de estrellas son un componente del polvo cósmico . En particular, se midió que el 44 Ti radiactivo era muy abundante dentro de los granos de polvo de estrellas de supernova en el momento en que se condensaban durante la expansión de la supernova. [13] Esto confirmó una predicción de 1975 sobre la identificación de polvo de estrellas de supernova (SUNOCON), que pasó a formar parte del panteón de granos presolares . Otras proporciones isotópicas inusuales dentro de estos granos revelan muchos aspectos específicos de la nucleosíntesis explosiva.
Actualmente se cree que la fusión de estrellas de neutrones binarias (BNS) es la principal fuente de elementos del proceso r . [18] Al ser ricos en neutrones por definición, se sospechaba que las fusiones de este tipo eran una fuente de tales elementos, pero era difícil obtener pruebas definitivas. En 2017, surgieron pruebas contundentes cuando LIGO , VIRGO , el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi e INTEGRAL , junto con una colaboración de muchos observatorios de todo el mundo, detectaron ondas gravitacionales y firmas electromagnéticas de una probable fusión de estrellas de neutrones, GW170817 , y posteriormente Detectó señales de numerosos elementos pesados, como el oro, a medida que la materia degenerada expulsada se descompone y se enfría. [19] La primera detección de la fusión de una estrella de neutrones y un agujero negro (NSBH) se produjo en julio de 2021 y más después, pero los análisis parecen favorecer a las BNS sobre los NSBH como los principales contribuyentes a la producción de metales pesados. [20] [21]
La nucleosíntesis puede ocurrir en los discos de acreción de los agujeros negros . [22] [23] [24] [25] [26] [27] [28]
El proceso de espalación de los rayos cósmicos reduce el peso atómico de la materia interestelar por el impacto de los rayos cósmicos, para producir algunos de los elementos más ligeros presentes en el universo (aunque no una cantidad significativa de deuterio ). En particular, se cree que la espalación es responsable de la generación de casi todo el 3 He y los elementos litio , berilio y boro , aunque algunos7
li
y7
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Se cree que se produjeron en el Big Bang. El proceso de espalación resulta del impacto de los rayos cósmicos (en su mayoría protones rápidos) contra el medio interestelar . Estos impactos fragmentan los núcleos de carbono, nitrógeno y oxígeno presentes. El proceso da como resultado que los elementos ligeros berilio, boro y litio se encuentren en el cosmos en cantidades mucho mayores que las que se encuentran en las atmósferas solares. Las cantidades de los elementos ligeros 1 H y 4 He producidos por espalación son insignificantes en relación con su abundancia primordial.
El berilio y el boro no se producen de manera significativa en los procesos de fusión estelar, ya que el 8 Be no está unido a partículas.
Las teorías de la nucleosíntesis se prueban calculando la abundancia de isótopos y comparando esos resultados con las abundancias observadas. La abundancia de isótopos normalmente se calcula a partir de las tasas de transición entre isótopos en una red. A menudo, estos cálculos se pueden simplificar ya que unas pocas reacciones clave controlan la velocidad de otras reacciones. [ cita necesaria ]
En la Tierra se producen pequeñas cantidades de ciertos nucleidos por medios artificiales. Esas son nuestra fuente principal, por ejemplo, de tecnecio . Sin embargo, algunos nucleidos también se producen por diversos medios naturales que han continuado después de que los elementos primordiales estuvieran en su lugar. Estos a menudo actúan para crear nuevos elementos de maneras que pueden usarse para fechar rocas o rastrear el origen de procesos geológicos. Aunque estos procesos no producen nucleidos en abundancia, se supone que son la fuente total del suministro natural existente de esos nucleidos.
Estos mecanismos incluyen:
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