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 unos minutos después del Big Bang , a través de 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 más tarde 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) sigue siendo pequeña (un pequeño porcentaje), por lo que el universo todavía tiene aproximadamente la misma composición.
Las estrellas fusionan elementos ligeros con otros más pesados en sus núcleos , emitiendo energía en un proceso conocido como nucleosíntesis estelar . Las reacciones de fusión nuclear crean muchos de los elementos más ligeros, incluidos el hierro y el níquel en las estrellas más masivas. Los productos de la nucleosíntesis estelar quedan atrapados en los 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 el 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; a través de la nucleosíntesis explosiva durante la explosión de la supernova; y del proceso r (absorción de múltiples neutrones) durante la explosión.
Recientemente se descubrió que las fusiones de estrellas de neutrones son una fuente importante de elementos producidos en el proceso r. Cuando dos estrellas de neutrones colisionan, se puede expulsar una cantidad significativa de materia rica en neutrones que luego forma rápidamente 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, en particular 3 He, 9 Be y 10,11 B, que no se crean mediante la nucleosíntesis estelar. La espalación de 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 por radiogénesis , la desintegración de radionucleidos primordiales de larga duración, 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, a partir de solo protones y neutrones , se formaron núcleos de litio y berilio (ambos con número de masa 7), pero casi ningún otro elemento. Es posible que se formara algo de boro en ese momento, pero el proceso se detuvo antes de que se pudiera formar una cantidad significativa de carbono , ya que este elemento requiere un producto mucho mayor de la densidad del helio y el tiempo que el presente en el corto período de nucleosíntesis del Big Bang. Ese proceso de fusión esencialmente se detuvo a los 20 minutos, debido a las caídas de temperatura y densidad a medida que el universo continuó expandiéndose. Este primer proceso, la nucleosíntesis del Big Bang , fue el primer tipo de nucleogénesis que ocurrió 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 encontraban en la composición inicial del medio interestelar y, por lo tanto, de la estrella. Por lo tanto, el gas interestelar contiene cantidades cada vez menores de estos elementos ligeros, que están presentes solo en virtud de su nucleosíntesis durante el Big Bang, y también de la espalación de rayos cósmicos . Por lo tanto, se cree que estos elementos más ligeros del universo actual se han producido a través de miles de millones de años de ruptura mediada por rayos cósmicos (principalmente protones de alta energía) de elementos más pesados en el gas y el 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 a través del proceso triple alfa .
La posterior nucleosíntesis de elementos más pesados ( Z ≥ 6, carbono y elementos más pesados) requiere las 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 supernova y por nucleosíntesis en eventos exóticos como colisiones de estrellas de neutrones. Otros nucleidos, como el 40 Ar, se formaron más tarde a través de la desintegración radiactiva. En la Tierra, la mezcla y la evaporación han alterado la composición primordial a lo que se llama la composición terrestre natural. Los elementos más pesados producidos después del Big Bang varían en números atómicos de Z = 6 (carbono) a Z = 94 ( plutonio ). La síntesis de estos elementos se produce a través de reacciones nucleares que implican interacciones fuertes y débiles entre núcleos, denominadas fusión nuclear (que incluye tanto la captura múltiple de neutrones rápida como la lenta), e incluyen también la fisión nuclear y las desintegraciones radiactivas como la desintegración beta . La estabilidad de los núcleos atómicos de diferentes tamaños y composiciones (es decir, número de neutrones y protones) desempeña un papel importante en las posibles reacciones entre núcleos. Por lo tanto, la nucleosíntesis cósmica se estudia entre los investigadores de la astrofísica y la física nuclear (" astrofísica nuclear ").
Las primeras ideas sobre la nucleosíntesis eran simplemente que los elementos químicos se crearon al principio del universo, pero no se pudo identificar ningún escenario físico racional para esto. Poco a poco se hizo evidente que el hidrógeno y el helio son mucho más abundantes que cualquiera de los otros elementos. Todos los demás constituyen menos del 2% de la masa del Sistema Solar, y también de otros sistemas estelares. Al mismo tiempo, estaba claro que el oxígeno y el carbono eran los dos elementos siguientes en abundancia, y también que había una tendencia general hacia una alta abundancia de los elementos ligeros, especialmente aquellos con isótopos compuestos por números enteros de núcleos de helio-4 ( nucleidos alfa ).
En 1920, Arthur Stanley Eddington fue el primero en sugerir que las estrellas obtienen su energía fusionando hidrógeno para formar helio y planteó la posibilidad de que los elementos más pesados también pudieran formarse en las estrellas. [2] [3] Esta idea no fue aceptada en general, ya que no se entendía el mecanismo nuclear. En los años inmediatamente anteriores a la Segunda Guerra Mundial, Hans Bethe fue el primero en explicar los mecanismos nucleares por los que el hidrógeno se fusiona para formar 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, a partir del 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 aumentaba 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 , seguidas por muchos otros. El artículo de revisión seminal de 1957 de EM Burbidge , GR Burbidge , Fowler y Hoyle [5] es un resumen bien conocido 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 Big Bang en sí 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 contrajera hacia atrás en el tiempo, continuara haciéndolo hasta que no pudiera contraerse más. Esto llevaría toda la masa del Universo a un solo punto, un "átomo primigenio", a un estado antes del cual el tiempo y el espacio no existían. A Hoyle se le atribuye la invención del 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 del universo fue creada en un Big Bang en un momento particular en el 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 alta de helio presente, no sólo en las estrellas sino también en el espacio interestelar. En realidad, tanto el modelo de nucleosíntesis de Lemaître como el de Hoyle serían necesarios para explicar la abundancia de elementos en el universo.
El objetivo de la teoría de la nucleosíntesis es explicar las grandes diferencias en la abundancia de los elementos químicos y sus diversos isótopos desde la perspectiva de los procesos naturales. El estímulo principal para el desarrollo de esta teoría fue la forma de un gráfico de las abundancias en función del número atómico de los elementos. Esas abundancias, cuando se representan en un gráfico en función del número atómico, tienen una estructura dentada en forma de dientes de sierra que varía en factores de 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 encontrados en meteoritos no evolucionados. [6] Este gráfico de las abundancias se muestra en una escala logarítmica a continuación, donde la estructura dramáticamente dentada se suprime visualmente por las muchas potencias de diez abarcadas en la escala vertical de este gráfico.
Existen varios procesos astrofísicos que se cree que son responsables de la nucleosíntesis. La mayoría de ellos ocurren dentro de las estrellas, y la cadena de esos procesos de fusión nuclear se conoce como combustión de hidrógeno (a través de la cadena protón-protón o ciclo CNO ), combustión de helio , combustión de carbono , combustión de neón , combustión de oxígeno y combustión de silicio . Estos procesos pueden crear elementos hasta el hierro y el níquel incluidos. Esta es la región de la nucleosíntesis dentro de la cual se crean los isótopos con la mayor energía de enlace por nucleón. Los elementos más pesados se pueden ensamblar 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 da como resultado la fotodesintegración de 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 ). Aunque4
Sigue produciéndose por fusión estelar y desintegraciones alfa y trazas de1
Aunque el H sigue 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 el berilio se formó 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 breve período en el que se produjo la nucleosíntesis antes de que se detuviera por expansión y 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 después. [ cita requerida ]
La nucleosíntesis estelar es el proceso nuclear por el cual se producen nuevos núcleos. Ocurre en las estrellas durante la evolución estelar . Es responsable de las abundancias galácticas de elementos desde el carbono hasta el hierro. Las estrellas son hornos termonucleares en los que el H y el He se fusionan en núcleos más pesados por 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 del He es un cuello de botella en todo el proceso. El carbono se produce por el proceso triple-alfa en todas las estrellas. El carbono también es el elemento principal que causa 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 se dispersan generalmente 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 observar hoy en día en la fase de nebulosas planetarias de la evolución de estrellas de baja masa y en el final explosivo de estrellas, llamadas supernovas , de aquellas con más de ocho veces la masa del Sol.
La primera prueba directa de que la nucleosíntesis ocurre en las estrellas fue la observación astronómica de que el gas interestelar se ha enriquecido con elementos pesados con el paso del tiempo. Como resultado, las estrellas que nacieron de él en etapas tardías 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. Debido a que el tecnecio es radiactivo, con una vida media mucho menor que la edad de la estrella, su abundancia debe reflejar su creación reciente dentro de esa estrella. Una prueba igualmente convincente del origen estelar de los elementos pesados es la gran sobreabundancia de elementos estables específicos encontrados en las atmósferas estelares de las estrellas de la rama gigante asintótica . La observación de abundancias de bario unas 20 a 50 veces mayores que las encontradas en estrellas no evolucionadas es evidencia del funcionamiento del proceso s dentro de tales 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 estelar es un componente del polvo cósmico y se lo denomina frecuentemente granos presolares . Las composiciones isotópicas medidas en los granos de polvo estelar 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 supernovas ocurre en el entorno energético de las supernovas, en el 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 recíprocas equilibradas al 28 Si. El cuasiequilibrio puede considerarse casi un equilibrio excepto por una alta abundancia de núcleos de 28 Si en la mezcla que arde febrilmente. Este concepto [11] fue el descubrimiento más importante en la teoría de la nucleosíntesis de los elementos de masa intermedia desde el artículo de Hoyle de 1954 porque proporcionó una comprensión general de los elementos abundantes y químicamente importantes entre el silicio ( A = 28) y el níquel ( A = 60). Reemplazó al incorrecto aunque muy citado proceso alfa del artículo B 2 FH , que inadvertidamente 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 elementos más pesados que el níquel se producen por absorción rápida de neutrones libres. La creación de neutrones libres por 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 designación B 2 FH del proceso como un proceso secundario . Este escenario prometedor, aunque generalmente apoyado por expertos en supernovas, aún debe lograr un cálculo satisfactorio de las abundancias del proceso r. El proceso r primario ha sido confirmado por astrónomos que habían observado estrellas antiguas nacidas cuando la metalicidad galáctica todavía era pequeña, que no obstante contienen su complemento de núcleos del 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 absorción rápida 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 reduzca el número de neutrones, de modo que muchos isótopos abundantes con números iguales e iguales de protones y neutrones se sintetizan mediante el proceso de cuasiequilibrio del silicio. [14] Durante este proceso, la combustión de oxígeno y silicio fusiona núcleos que tienen a su vez números iguales 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 (formados por 10 núcleos de helio), pero los núcleos más pesados con números iguales e iguales de protones y neutrones están fuertemente ligados pero son inestables. El cuasi-equilibrio produce isóbaros radiactivos 44 Ti , 48 Cr, 52 Fe y 56 Ni, que (excepto el 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 los elementos producidos de esta manera son 48 Ti, 52 Cr y 56 Fe. Estas desintegraciones están acompañadas por la emisión de rayos gamma (radiación del núcleo), cuyas líneas espectroscópicas se pueden utilizar para identificar el isótopo creado por la desintegración. La detección de estas líneas de emisión fue un importante producto temprano de la astronomía de rayos gamma. [17]
La prueba más convincente de la nucleosíntesis explosiva en las supernovas se produjo en 1987, cuando se detectaron esas líneas de rayos gamma emergiendo de la supernova 1987A . Las líneas de rayos gamma que identificaban los núcleos de 56 Co y 57 Co, cuyas vidas medias limitan su edad a aproximadamente un año, demostraron que sus progenitores, el cobalto radiactivo, los crearon. Esta observación de astronomía nuclear se predijo 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 de rayos gamma Compton de la NASA .
Otras pruebas de nucleosíntesis explosiva se encuentran en los granos de polvo estelar que se condensaron en el interior de las supernovas a medida que se expandían y se enfriaban. Los granos de polvo estelar son un componente del polvo cósmico. En particular, se midió que el radioactivo 44Ti era muy abundante dentro de los granos de polvo estelar de las supernovas en el momento en que se condensaron durante la expansión de la supernova. [13] Esto confirmó una predicción de 1975 sobre la identificación del polvo estelar de las supernovas (SUNOCONs), que se convirtió en parte del panteón de los granos presolares . Otras proporciones isotópicas inusuales dentro de estos granos revelan muchos aspectos específicos de la nucleosíntesis explosiva.
Ahora se cree que la fusión de estrellas binarias de neutrones (BNS) es la principal fuente de elementos del proceso r. [18] Al ser ricas en neutrones por definición, se había sospechado que las fusiones de este tipo eran una fuente de tales elementos, pero fue difícil obtener evidencia definitiva. En 2017, surgieron pruebas sólidas, cuando LIGO , VIRGO , el telescopio espacial de rayos gamma Fermi e INTEGRAL , junto con una colaboración de muchos observatorios de todo el mundo, detectaron tanto ondas gravitacionales como firmas electromagnéticas de una probable fusión de estrellas de neutrones, GW170817 , y posteriormente detectaron señales de numerosos elementos pesados como el oro a medida que la materia degenerada expulsada se desintegra 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 el análisis parece 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 rayos cósmicos reduce el peso atómico de la materia interestelar por el impacto con 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 la totalidad del 3 He y de los elementos litio , berilio y boro, aunque algunos7
Li
y7
Ser
Se cree que se produjeron en el Big Bang. El proceso de espalación resulta del impacto de 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 los elementos ligeros berilio, boro y litio en el cosmos en abundancias mucho mayores que las que se encuentran en las atmósferas solares. Las cantidades de los elementos ligeros 1 H y 4 He producidas por espalación son insignificantes en relación con su abundancia primordial.
El berilio y el boro no se producen de manera significativa mediante procesos de fusión estelar, ya que el 8Be tiene una vida media extremadamente corta.8,2 × 10 −17 segundos. [29]
Las teorías de la nucleosíntesis se ponen a prueba calculando las abundancias de isótopos y comparando esos resultados con las abundancias observadas. Las abundancias de isótopos se calculan normalmente 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 requerida ]
En la Tierra se producen cantidades minúsculas de ciertos nucleidos por medios artificiales. Éstos son, por ejemplo, nuestra fuente principal de tecnecio. Sin embargo, algunos nucleidos también se producen por diversos medios naturales que han continuado después de que los elementos primordiales estuvieran presentes. Estos a menudo actúan para crear nuevos elementos de maneras que pueden usarse para datar rocas o para rastrear el origen de procesos geológicos. Aunque estos procesos no producen los nucleidos en abundancia, se supone que son la fuente completa del suministro natural existente de esos nucleidos.
Estos mecanismos incluyen:
