Nucleosíntesis estelar

Logaritmo de la producción relativa de energía (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. A la temperatura central del Sol, el proceso PP es más eficiente.

Creación de elementos químicos dentro de las estrellas.

La nucleosíntesis estelar es la creación (nucleosíntesis) de elementos químicos mediante reacciones de fusión nuclear dentro de las estrellas. La nucleosíntesis estelar ha ocurrido desde la creación original del hidrógeno , el helio y el litio durante el Big Bang . Como teoría predictiva , produce estimaciones precisas de las abundancias observadas de los elementos. Explica por qué las abundancias observadas de elementos cambian con el tiempo y por qué algunos elementos y sus isótopos son mucho más abundantes que otros. La teoría fue propuesta inicialmente por Fred Hoyle en 1946, ^[1] quien luego la perfeccionó en 1954. ^[2] Margaret y Geoffrey Burbidge , William Alfred hicieron más avances, especialmente en la nucleosíntesis mediante captura de neutrones de elementos más pesados ​​que el hierro. Fowler y Fred Hoyle en su famoso artículo B 2 FH de 1957 , ^[3] que se convirtió en uno de los artículos más citados en la historia de la astrofísica.

Las estrellas evolucionan debido a cambios en su composición (la abundancia de sus elementos constituyentes) a lo largo de su vida, primero quemando hidrógeno ( estrella de secuencia principal ), luego helio ( estrella de rama horizontal ) y quemando progresivamente elementos superiores . Sin embargo, esto por sí solo no altera significativamente la abundancia de elementos en el universo, ya que los elementos están contenidos dentro de la estrella. Más adelante en su vida, una estrella de baja masa expulsará lentamente su atmósfera a través del viento estelar , formando una nebulosa planetaria , mientras que una estrella de mayor masa expulsará masa a través de un evento catastrófico repentino llamado supernova . El término nucleosíntesis de supernova se utiliza para describir la creación de elementos durante la explosión de una estrella masiva o una enana blanca .

La secuencia avanzada de quema de combustibles es impulsada por el colapso gravitacional y su calentamiento asociado, lo que resulta en la posterior quema de carbono , oxígeno y silicio . Sin embargo, la mayor parte de la nucleosíntesis en el rango de masas A = 28–56 (desde silicio hasta níquel) en realidad es causada por el colapso de las capas superiores de la estrella sobre el núcleo , creando una onda de choque compresiva que rebota hacia afuera. El frente de choque eleva brevemente la temperatura en aproximadamente un 50%, provocando así un intenso ardor durante aproximadamente un segundo. Esta combustión final en estrellas masivas, llamada nucleosíntesis explosiva o nucleosíntesis de supernova , es la época final de la nucleosíntesis estelar.

Un estímulo para el desarrollo de la teoría de la nucleosíntesis fue el descubrimiento de variaciones en la abundancia de elementos que se encuentran en el universo . La necesidad de una descripción física ya estaba inspirada por la relativa abundancia de elementos químicos en el sistema solar. Esas abundancias, cuando se representan en un gráfico en función del número atómico del elemento, tienen una forma dentada en diente de sierra que varía en factores de decenas de millones (ver historia de la teoría de la nucleosíntesis ). ^[4] Esto sugirió un proceso natural que no es aleatorio. Un segundo estímulo para comprender los procesos de nucleosíntesis estelar se produjo durante el siglo XX, cuando se comprendió que la energía liberada por las reacciones de fusión nuclear explicaba la longevidad del Sol como fuente de calor y luz. ^[5]

Historia

En 1920, Arthur Eddington propuso que las estrellas obtenían su energía de la fusión nuclear del hidrógeno para formar helio y también planteó la posibilidad de que los elementos más pesados ​​se produjeran en las estrellas.

En 1920, Arthur Eddington , basándose en las mediciones precisas de masas atómicas de FW Aston y en una sugerencia preliminar de Jean Perrin , propuso que las estrellas obtenían su energía de la fusión nuclear del hidrógeno para formar helio y planteó la posibilidad de que los elementos más pesados ​​sean producido en las estrellas. ^{[6] [7] [8]} Este fue un paso preliminar hacia la idea de la nucleosíntesis estelar. En 1928 , George Gamow derivó lo que ahora se llama factor de Gamow , una fórmula mecánico-cuántica que proporciona la probabilidad de que dos núcleos contiguos superen la barrera electrostática de Coulomb entre ellos y se acerquen entre sí lo suficiente como para sufrir una reacción nuclear debido a la fuerza nuclear fuerte que Sólo es eficaz a distancias muy cortas. ^{[9] : 410} En la década siguiente, el factor Gamow fue utilizado por Atkinson y Houtermans y más tarde por Edward Teller y el propio Gamow para derivar la velocidad a la que se producirían reacciones nucleares a las altas temperaturas que se cree que existen en el interior estelar.

En 1939, en una conferencia Nobel titulada "Producción de energía en las estrellas", Hans Bethe analizó las diferentes posibilidades de reacciones mediante las cuales el hidrógeno se fusiona en helio. ^[10] Definió dos procesos que creía que eran las fuentes de energía en las estrellas. La primera, la reacción en cadena protón-protón , es la fuente de energía dominante en estrellas con masas de hasta aproximadamente la masa del Sol. El segundo proceso, el ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno , que también fue considerado por Carl Friedrich von Weizsäcker en 1938, es más importante en estrellas más masivas de la secuencia principal. ^{[11] : 167} Estos trabajos se referían a la generación de energía capaz de mantener calientes las estrellas. En un libro de texto de 1968 aparece una descripción física clara de la cadena protón-protón y del ciclo CNO. ^{[12] : 365} Sin embargo, los dos artículos de Bethe no abordaron la creación de núcleos más pesados. Esa teoría fue iniciada por Fred Hoyle en 1946 con su argumento de que un conjunto de núcleos muy calientes se ensamblarían termodinámicamente para formar hierro . ^[1] Hoyle siguió esto en 1954 con un artículo que describía cómo las etapas avanzadas de fusión dentro de estrellas masivas sintetizarían los elementos desde carbono hasta hierro en masa. ^{[2] [13]}

La teoría de Hoyle se extendió a otros procesos, comenzando con la publicación del artículo de revisión de 1957 "Síntesis de los elementos en las estrellas" de Burbidge , Burbidge , Fowler y Hoyle , más comúnmente conocido como el artículo B 2 FH . ^[3] Este artículo de revisión recopiló y perfeccionó investigaciones anteriores en una imagen muy citada que prometía explicar las abundancias relativas observadas de los elementos; pero no amplió la visión de Hoyle de 1954 sobre el origen de los núcleos primarios tanto como muchos suponían, excepto en la comprensión de la nucleosíntesis de aquellos elementos más pesados ​​que el hierro mediante captura de neutrones. Alastair GW Cameron y Donald D. Clayton realizaron mejoras significativas . En 1957, Cameron presentó su propio enfoque independiente de la nucleosíntesis, ^[14] informado por el ejemplo de Hoyle, e introdujo las computadoras en los cálculos dependientes del tiempo de la evolución de los sistemas nucleares. Clayton calculó los primeros modelos dependientes del tiempo del proceso s en 1961 ^[15] y del proceso r en 1965 ^[16] , así como de la quema de silicio en los abundantes núcleos de partículas alfa y elementos del grupo del hierro. en 1968, ^{[17] [18]} y descubrió cronologías radiogénicas ^[19] para determinar la edad de los elementos.

Corte transversal de una supergigante que muestra la nucleosíntesis y los elementos formados.

Reacciones clave

Una versión de la tabla periódica que indica los orígenes (incluida la nucleosíntesis estelar) de los elementos.

Las reacciones más importantes en la nucleosíntesis estelar:

• Fusión de hidrógeno :
  • Fusión de deuterio
  • La cadena protón-protón
  • El ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno
• Fusión de helio :
  • El proceso triple alfa
  • El proceso alfa
• Fusión de elementos más pesados:
  • Quema de litio : un proceso que se encuentra más comúnmente en las enanas marrones
  • Proceso de quema de carbono
  • Proceso de quema de neón
  • Proceso de quema de oxígeno
  • Proceso de combustión de silicio
• Producción de elementos más pesados ​​que el hierro :
  • Captura de neutrones :
    • El proceso r
    • El proceso s
  • Captura de protones :
    • El proceso rp
    • El proceso p
  • Fotodesintegración

Fusión de hidrógeno

La fusión de hidrógeno (fusión nuclear de cuatro protones para formar un núcleo de helio-4 ^[20] ) es el proceso dominante que genera energía en los núcleos de las estrellas de la secuencia principal . También se le llama "quema de hidrógeno", que no debe confundirse con la combustión química del hidrógeno en una atmósfera oxidante . Hay dos procesos predominantes mediante los cuales se produce la fusión de hidrógeno estelar: la cadena protón-protón y el ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno (CNO). El noventa por ciento de todas las estrellas, con excepción de las enanas blancas , fusionan hidrógeno mediante estos dos procesos. ^{[21] : 245}

En los núcleos de estrellas de menor masa de la secuencia principal, como el Sol , el proceso de producción de energía dominante es la reacción en cadena protón-protón . Esto crea un núcleo de helio-4 a través de una secuencia de reacciones que comienzan con la fusión de dos protones para formar un núcleo de deuterio (un protón más un neutrón) junto con un positrón y un neutrino expulsados. ^[22] En cada ciclo de fusión completo, la reacción en cadena protón-protón libera aproximadamente 26,2 MeV. ^[22] El ciclo de reacción en cadena protón-protón es relativamente insensible a la temperatura; un aumento de temperatura del 10% aumentaría la producción de energía mediante este método en un 46%, por lo que este proceso de fusión de hidrógeno puede ocurrir hasta en un tercio del radio de la estrella y ocupar la mitad de la masa de la estrella. Para estrellas con más del 35% de la masa del Sol, ^[23] el flujo de energía hacia la superficie es suficientemente bajo y la transferencia de energía desde la región central se realiza mediante transferencia de calor radiativa , en lugar de transferencia de calor convectiva . ^[24] Como resultado, hay poca mezcla de hidrógeno fresco en el núcleo o productos de fusión hacia afuera.

En las estrellas de mayor masa, el proceso de producción de energía dominante es el ciclo CNO , que es un ciclo catalítico que utiliza núcleos de carbono, nitrógeno y oxígeno como intermediarios y al final produce un núcleo de helio como ocurre con la cadena protón-protón. ^[22] Durante un ciclo completo de CNO, se liberan 25,0 MeV de energía. La diferencia en la producción de energía de este ciclo, en comparación con la reacción en cadena protón-protón, se debe a la energía perdida por la emisión de neutrinos . ^[22] El ciclo CNO es muy sensible a la temperatura, un aumento del 10% en la temperatura produciría un aumento del 350% en la producción de energía. Aproximadamente el 90% de la generación de energía del ciclo CNO ocurre dentro del 15% interno de la masa de la estrella, por lo que está fuertemente concentrada en el núcleo. ^[25] Esto da como resultado un flujo de energía saliente tan intenso que la transferencia de energía convectiva se vuelve más importante que la transferencia radiativa . Como resultado, la región central se convierte en una zona de convección , que agita la región de fusión de hidrógeno y la mantiene bien mezclada con la región circundante rica en protones. ^[26] Esta convección central ocurre en estrellas donde el ciclo CNO aporta más del 20% de la energía total. A medida que la estrella envejece y la temperatura central aumenta, la región ocupada por la zona de convección se reduce lentamente desde el 20% de la masa hasta el 8% interior de la masa. ^[25] El Sol produce del orden del 1% de su energía a partir del ciclo CNO. ^{[27] [a] [28] : 357  [29] [b]}

El tipo de proceso de fusión de hidrógeno que domina en una estrella está determinado por las diferencias de dependencia de la temperatura entre las dos reacciones. La reacción en cadena protón-protón comienza a temperaturas de aproximadamente4 × 10 ⁶  K , ^[30] lo que lo convierte en el mecanismo de fusión dominante en estrellas más pequeñas. Una cadena CNO automantenida requiere una temperatura más alta de aproximadamente16 × 10 ⁶  K , pero a partir de entonces su eficiencia aumenta más rápidamente a medida que aumenta la temperatura que la reacción protón-protón. ^[31] Arriba aproximadamente17 × 10 ⁶  K , el ciclo CNO se convierte en la fuente dominante de energía. Esta temperatura se alcanza en los núcleos de estrellas de la secuencia principal con al menos 1,3 veces la masa del Sol . ^[32] El Sol mismo tiene una temperatura central de aproximadamente15,7 × 10 ⁶  K . ^{[33] : 5} A medida que una estrella de la secuencia principal envejece, la temperatura central aumentará, lo que resultará en una contribución cada vez mayor de su ciclo CNO. ^[25]

Fusión de helio

Las estrellas de secuencia principal acumulan helio en sus núcleos como resultado de la fusión de hidrógeno, pero el núcleo no se calienta lo suficiente como para iniciar la fusión de helio. La fusión del helio comienza cuando una estrella abandona la rama de gigante roja después de acumular suficiente helio en su núcleo para encenderla. En las estrellas alrededor de la masa del Sol, esto comienza en la punta de la rama de gigante roja con un destello de helio de un núcleo de helio degenerado , y la estrella se mueve hacia la rama horizontal donde quema helio en su núcleo. Las estrellas más masivas encienden helio en su núcleo sin producir un destello y ejecutan un bucle azul antes de alcanzar la rama gigante asintótica . Una estrella de este tipo inicialmente se aleja de la AGB hacia colores más azules, luego regresa a lo que se llama la pista de Hayashi . Una consecuencia importante de los bucles azules es que dan lugar a variables cefeidas clásicas , de importancia central para determinar distancias en la Vía Láctea y las galaxias cercanas. ^{[34] : 250} A pesar del nombre, las estrellas en un bucle azul de la rama de gigante roja normalmente no son de color azul sino más bien gigantes amarillas, posiblemente variables cefeidas. Fusionan helio hasta que el núcleo es en gran parte carbono y oxígeno . Las estrellas más masivas se convierten en supergigantes cuando abandonan la secuencia principal y rápidamente inician la fusión de helio cuando se convierten en supergigantes rojas . Una vez que el helio se agota en el núcleo de una estrella, la fusión del helio continúa en una capa alrededor del núcleo de carbono-oxígeno. ^{[20] [24]}

En todos los casos, el helio se fusiona con el carbono mediante el proceso triple alfa, es decir, tres núcleos de helio se transforman en carbono mediante el 8 Be . ^{[35] : 30} Esto luego puede formar oxígeno, neón y elementos más pesados ​​a través del proceso alfa. De esta forma, el proceso alfa produce preferentemente elementos con número par de protones mediante la captura de núcleos de helio. Los elementos con números impares de protones se forman mediante otras vías de fusión. ^{[36] : 398}

Tasa de reacción

La densidad de velocidad de reacción entre las especies A y B , que tienen densidades numéricas n _{A , B} , viene dada por:

$${\displaystyle r=n_{A}\,n_{B}\,k}$$

kconstante de velocidad de reacciónde fusión nuclear

$${\displaystyle k=\langle \sigma (v)\,v\rangle }$$

σvv

De forma semiclásica, la sección transversal es proporcional a , donde es la longitud de onda de De Broglie . Así, de forma semiclásica, la sección transversal es proporcional a . ${\displaystyle \pi \,\lambda ^{2}}$ ${\displaystyle \lambda =h/p}$ ${\textstyle {\frac {m}{E}}}$

Sin embargo, dado que la reacción implica un túnel cuántico , hay una amortiguación exponencial a bajas energías que depende del factor de Gamow E _G , dando una ecuación de Arrhenius :

$${\displaystyle \sigma (E)={\frac {S(E)}{E}}e^{-{\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}{E}}}}}$$

SE

Luego se integran todas las energías para obtener la velocidad de reacción total, utilizando la distribución de Maxwell-Boltzmann y la relación:

$${\displaystyle {\frac {r}{V}}=n_{A}n_{B}\int _{0}^{\infty }{\frac {S(E)}{E}}\,e^{-{\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}{E}}}}2{\sqrt {\frac {E}{\pi (kT)^{3}}}}e^{-{\frac {E}{kT}}}\,{\sqrt {\frac {2E}{m_{\text{R}}}}}dE}$$

masa reducida ${\displaystyle m_{\text{R}}={\frac {m_{1}m_{2}}{m_{1}+m_{2}}}}$

Dado que esta integración tiene una amortiguación exponencial a altas energías de la forma y a bajas energías del factor Gamow, la integral casi desapareció en todas partes excepto alrededor del pico, llamado pico Gamow , ^{[37] : 185} en E ₀ , donde: ${\displaystyle \sim e^{-{\frac {E}{kT}}}}$

$${\displaystyle {\frac {\partial }{\partial E}}\left(-{\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}{E}}}-{\frac {E}{kT}}\right)\,=\,0}$$

De este modo:

$${\displaystyle E_{0}=\left({\frac {1}{2}}kT{\sqrt {E_{\text{G}}}}\right)^{\frac {2}{3}}}$$

Entonces el exponente se puede aproximar alrededor de E ₀ como:

$${\displaystyle e^{-{\frac {E}{kT}}-{\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}{E}}}}\approx e^{-{\frac {3E_{0}}{kT}}}\exp \left(-{\frac {(E-E_{0})^{2}}{{\frac {4}{3}}E_{0}kT}}\right)}$$

Y la velocidad de reacción se aproxima como: ^[38]

$${\displaystyle {\frac {r}{V}}\approx n_{A}\,n_{B}\,{\frac {4{\sqrt {2}}}{\sqrt {3m_{\text{R}}}}}\,{\sqrt {E_{0}}}{\frac {S(E_{0})}{kT}}e^{-{\frac {3E_{0}}{kT}}}}$$

Los valores de S ( E ₀ ) son típicamente 10 ⁻³ – 10 ³ keV · b , pero se ven amortiguados por un factor enorme cuando se trata de una desintegración beta , debido a la relación entre la vida media del estado ligado intermedio (por ejemplo, diprotón ) y la Vida media de la desintegración beta, como en la reacción en cadena protón-protón . Tenga en cuenta que las temperaturas centrales típicas de las estrellas de la secuencia principal dan kT del orden de keV. ^{[39] : cap. 3}

Así, la reacción limitante en el ciclo CNO , la captura de protones por¹⁴
₇norte
, tiene S ( E ₀ ) ~ S (0) = 3,5  keV·b, mientras que la reacción limitante en la reacción en cadena protón-protón , la creación de deuterio a partir de dos protones, tiene un S ( E ₀ ) ~ S ( 0) = 4×10 ⁻²²  keV·b. ^{[40] [41]} Por cierto, dado que la primera reacción tiene un factor de Gamow mucho más alto, y debido a la abundancia relativa de elementos en las estrellas típicas, las dos velocidades de reacción son iguales a un valor de temperatura que está dentro de los rangos de temperatura central de las estrellas principales. -secuencia de estrellas. ^[42]

Referencias

Notas

1. La física de partículas Andrea Pocar señala: "La confirmación de que CNO se quema en nuestro sol, donde opera sólo al uno por ciento, refuerza nuestra confianza en que entendemos cómo funcionan las estrellas".
2. "Por lo tanto, este resultado allana el camino hacia una medición directa de la metalicidad solar utilizando neutrinos CNO. Nuestros hallazgos cuantifican la contribución relativa de la fusión CNO en el Sol en el orden del 1 por ciento". Agostini, et al.

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Otras lecturas

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• Bethe, HA (1939). "Producción de energía en las estrellas". Revisión física . 55 (5): 434–456. Código bibliográfico : 1939PhRv...55..434B. doi : 10.1103/PhysRev.55.434 . PMID  17835673.
• Hoyle, F. (1954). "Sobre las reacciones nucleares que ocurren en estrellas muy calientes: síntesis de elementos desde el carbono hasta el níquel". Suplemento de revista astrofísica . 1 : 121–146. Código bibliográfico : 1954ApJS....1..121H. doi :10.1086/190005.
• Clayton, Donald D. (1968). Principios de Evolución Estelar y Nucleosíntesis . Nueva York: McGraw-Hill .
• Rayo, A. (2004). "Las estrellas como reactores termonucleares: sus combustibles y cenizas". arXiv : astro-ph/0405568 .
• G. Wallerstein ; I. Iben, Jr .; P. Parker; AM Boesgaard ; el gerente general Hale; Champán AE; et al. (1997). «Síntesis de los elementos de las estrellas: cuarenta años de avances» (PDF) . Reseñas de Física Moderna . 69 (4): 995–1084. Código Bib : 1997RvMP...69..995W. doi :10.1103/RevModPhys.69.995. hdl : 2152/61093 . Archivado desde el original (PDF) el 26 de marzo de 2009 . Consultado el 4 de agosto de 2006 .
• Woosley, SE ; A. Heger; TA Tejedor (2002). "La evolución y explosión de estrellas masivas". Reseñas de Física Moderna . 74 (4): 1015-1071. Código Bib : 2002RvMP...74.1015W. doi :10.1103/RevModPhys.74.1015. S2CID  55932331.
• Clayton, Donald D. (2003). Manual de isótopos en el cosmos. Cambridge: Prensa de la Universidad de Cambridge . ISBN 978-0-521-82381-4.
• Iliadis, cristiano (2007). Física nuclear de las estrellas. Weinheim: Wiley-VCH. doi :10.1002/9783527618750. ISBN 978-3-527-40602-9.

enlaces externos

• "How the Sun Shines", de John N. Bahcall (sitio del premio Nobel, consultado el 6 de enero de 2020)
• Nucleosíntesis en la cosmicopia de la NASA