Los núcleos p ( p significa rico en protones ) son ciertos isótopos naturales ricos en protones de algunos elementos entre el selenio y el mercurio inclusive, que no se pueden producir ni en el proceso s ni en el r .
Los trabajos clásicos e innovadores de Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle (1957) [1] y de AGW Cameron (1957) [2] mostraron cómo la mayoría de los nucleidos naturales, aparte del elemento hierro, pueden producirse en dos tipos de Procesos de captura de neutrones , el proceso s y el proceso r. Algunos nucleidos ricos en protones que se encuentran en la naturaleza no se alcanzan en estos procesos y, por lo tanto, se requiere al menos un proceso adicional para sintetizarlos. Estos núcleos se denominan núcleos p .
Dado que la definición de los núcleos p depende del conocimiento actual de los procesos s y r (ver también nucleosíntesis ), la lista original de 35 núcleos p puede modificarse a lo largo de los años, como se indica en la siguiente tabla. Por ejemplo, hoy se reconoce que las abundancias de 152 Gd y 164 Er contienen al menos fuertes contribuciones del proceso s . [3] Esto también parece aplicarse a los de 113 In y 115 Sn, que además podrían producirse en el proceso r en pequeñas cantidades. [4]
Los radionucleidos de larga vida 92 Nb, 97 Tc, 98 Tc y 146 Sm no se encuentran entre los núcleos p definidos clásicamente, ya que ya no se encuentran de forma natural en la Tierra. Sin embargo, según la definición anterior, también son núcleos p porque no pueden formarse ni en el proceso s ni en el r. Del descubrimiento de sus productos de desintegración en granos presolares se puede deducir que en la nebulosa solar estaban presentes al menos 92 Nb y 146 Sm . Esto ofrece la posibilidad de estimar el tiempo transcurrido desde la última producción de estos núcleos p antes de la formación del Sistema Solar . [5]
Los núcleos p son muy raros. Los isótopos de un elemento que son núcleos p son normalmente menos abundantes en factores de diez a mil que los otros isótopos del mismo elemento. La abundancia de núcleos p sólo puede determinarse mediante investigaciones geoquímicas y mediante análisis de material meteorítico y granos presolares . No pueden identificarse en los espectros estelares . Por lo tanto, el conocimiento de las abundancias p se limita a las del Sistema Solar y se desconoce si las abundancias solares de núcleos p son típicas de la Vía Láctea . [6]
La producción astrofísica de los núcleos p aún no se comprende completamente. El proceso γ favorecido (ver más abajo) en las supernovas de colapso del núcleo no puede producir todos los núcleos p en cantidades suficientes, según las simulaciones por computadora actuales . Es por eso que se están investigando mecanismos de producción adicionales y sitios astrofísicos, como se describe a continuación. También es concebible que no exista un solo proceso responsable de todos los núcleos p, sino que diferentes procesos en varios sitios astrofísicos produzcan ciertos rangos de núcleos p. [8]
En la búsqueda de los procesos relevantes que crean los núcleos p, la forma habitual es identificar los posibles mecanismos (procesos) de producción y luego investigar su posible realización en varios sitios astrofísicos. La misma lógica se aplica en la discusión siguiente.
En principio, hay dos maneras de producir nucleidos ricos en protones : añadiendo sucesivamente protones a un nucleido (se trata de reacciones nucleares de tipo (p,γ)) o eliminando neutrones de un núcleo mediante secuencias de fotodesintegraciones de tipo (γ, norte). [6] [8]
En las condiciones encontradas en entornos astrofísicos, es difícil obtener núcleos p mediante capturas de protones porque la barrera de Coulomb de un núcleo aumenta al aumentar el número de protones . Un protón requiere más energía para ser incorporado ( capturado ) a un núcleo atómico cuando la barrera de Coulomb es más alta. La energía media disponible de los protones está determinada por la temperatura del plasma estelar . Sin embargo, aumentar la temperatura también acelera las fotodesintegraciones (γ,p) que contrarrestan las capturas (p,γ). La única alternativa para evitar esto sería tener una gran cantidad de protones disponibles para que el número efectivo de capturas por segundo sea grande incluso a baja temperatura. En casos extremos (como se analiza más adelante), esto conduce a la síntesis de radionucleidos de vida extremadamente corta que se desintegran hasta convertirse en nucleidos estables sólo después de que cesan las capturas. [6] [8]
Es necesario explorar combinaciones apropiadas de temperatura y densidad de protones de un plasma estelar en la búsqueda de posibles mecanismos de producción de núcleos p. Otros parámetros son el tiempo disponible para los procesos nucleares y el número y tipo de nucleidos inicialmente presentes ( núcleos simientes ).
En un proceso p, se sugiere que los núcleos p se formaron mediante unas pocas capturas de protones en nucleidos estables. Los núcleos semilla se originan en los procesos s y r y ya están presentes en el plasma estelar. Como se indicó anteriormente, existen serias dificultades para explicar todos los núcleos p mediante un proceso de este tipo, aunque originalmente se sugirió lograr exactamente esto. [1] [2] [6] Más tarde se demostró que ni en las estrellas ni en las explosiones estelares se alcanzan las condiciones requeridas. [9]
Según su significado histórico, el término proceso p se utiliza a veces para cualquier proceso que sintetice núcleos p, incluso cuando no hay capturas de protones involucradas, pero se desaconseja este uso.
Los núcleos p también se pueden obtener mediante fotodesintegración de los núcleos de proceso s y r . A temperaturas de alrededor de 2 a 3 gigakelvins (GK) y un tiempo de proceso corto de unos pocos segundos (esto requiere un proceso explosivo), la fotodesintegración de los núcleos preexistentes seguirá siendo pequeña, lo suficiente para producir las pequeñas cantidades requeridas de núcleos p. [6] [10] Esto se llama proceso γ (proceso gamma) porque la fotodesintegración se produce mediante reacciones nucleares de los tipos (γ,n), (γ,α) y (γ,p), que son causadas por fotones energéticos ( rayos gamma ). [10]
Si se dispone de una fuente suficientemente intensiva de neutrinos, las reacciones nucleares pueden producir directamente ciertos nucleidos, por ejemplo 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La en las supernovas de colapso del núcleo . [11]
En un proceso p, se añaden protones a núcleos atómicos estables o débilmente radiactivos . Si hay una alta densidad de protones en el plasma estelar, incluso los radionucleidos de vida corta pueden capturar uno o más protones antes de que se desintegren beta . Esto mueve rápidamente la ruta de la nucleosíntesis desde la región de los núcleos estables al lado muy rico en protones del diagrama de nucleidos . Esto se llama captura rápida de protones . [8]
Aquí, se produce una serie de reacciones (p,γ) hasta que la desintegración beta de un núcleo es más rápida que una captura adicional de protones, o hasta que se alcanza la línea de goteo de protones . Ambos casos conducen a una o varias desintegraciones beta secuenciales hasta que se produce un núcleo que nuevamente puede capturar protones antes de que se desintegre beta. Luego continúan las secuencias de captura de protones.
Es posible cubrir la región de los núcleos más ligeros hasta 56 Ni en un segundo porque tanto la captura de protones como la desintegración beta son rápidas. Sin embargo, a partir de 56 Ni se encuentran en el camino de reacción varios puntos de espera . Estos son nucleidos que tienen vidas medias relativamente largas (en comparación con la escala de tiempo del proceso) y solo pueden agregar lentamente otro protón (es decir, su sección transversal para reacciones (p,γ) es pequeña). Ejemplos de tales puntos de espera son: 56 Ni, 60 Zn, 64 Ge, 68 Se. Pueden ser importantes puntos de espera adicionales, dependiendo de las condiciones detalladas y la ubicación de la ruta de reacción. Es típico que estos puntos de espera muestren vidas medias de minutos a días. Por tanto, aumentan considerablemente el tiempo necesario para continuar las secuencias de reacción. Si las condiciones necesarias para esta rápida captura de protones sólo se presentan durante un corto tiempo (la escala de tiempo de los eventos astrofísicos explosivos es del orden de segundos), los puntos de espera limitan o dificultan la continuación de las reacciones hacia núcleos más pesados. [12]
Para producir núcleos p, el proceso debe abarcar nucleidos que tengan el mismo número de masa (pero que normalmente contengan más protones) que los núcleos p deseados. Estos nucleidos luego se convierten en núcleos p a través de secuencias de desintegraciones beta después de que cesaron las rápidas capturas de protones.
Las variaciones de la categoría principal de capturas rápidas de protones son los procesos rp, pn y νp, que se describirán brevemente a continuación.
El llamado proceso rp ( rp significa captura rápida de protones ) es la forma más pura del proceso de captura rápida de protones descrito anteriormente. Con densidades de protones superiores a10 28 protones/cm 3 y temperaturas alrededor2 × 10 9 K , el camino de reacción está cerca de la línea de goteo de protones . [12] Los puntos de espera se pueden salvar siempre que el tiempo de proceso sea de 10 a 600 s. Los nucleidos del punto de espera se producen con mayor abundancia, mientras que la producción de núcleos "detrás" de cada punto de espera se suprime cada vez más.
Se alcanza un punto final definitivo cerca de 104 Te porque el camino de la reacción llega a una región de nucleidos que se desintegran preferiblemente por desintegración alfa y, por lo tanto, el camino regresa sobre sí mismo. [13] Por lo tanto, un proceso rp solo sería capaz de producir núcleos p con números de masa menores o iguales a 104.
Los puntos de espera en los procesos rápidos de captura de protones pueden evitarse mediante reacciones (n,p) que son mucho más rápidas que las capturas de protones o las desintegraciones beta de los núcleos de los puntos de espera. Esto da como resultado una reducción considerable del tiempo necesario para construir elementos pesados y permite una producción eficiente en segundos. [6] Esto requiere, sin embargo, un (pequeño) suministro de neutrones libres que normalmente no están presentes en estos plasmas ricos en protones. Una forma de obtenerlos es liberarlos mediante otras reacciones que ocurren simultáneamente a la rápida captura del protón. Esto se llama captura rápida de protones ricos en neutrones o proceso pn . [14]
Otra posibilidad de obtener los neutrones necesarios para las reacciones de aceleración (n,p) en entornos ricos en protones es utilizar la captura de antineutrinos en protones (
v
mi+
pag
→
mi+
+
norte
), convirtiendo un protón y un antineutrino en un positrón y un neutrón. Dado que los (anti)neutrinos interactúan muy débilmente con los protones, en un plasma con una alta densidad de protones tiene que actuar un flujo elevado de antineutrinos. Esto se llama proceso νp (proceso nu p). [15]
" Las estrellas masivas terminan su vida en una supernova con colapso del núcleo" . En una supernova de este tipo, un frente de choque procedente de una explosión recorre desde el centro de la estrella a través de sus capas exteriores y las expulsa. Cuando el frente de choque alcanza la capa O/Ne de la estrella (ver también evolución estelar ), las condiciones para un proceso 𝛾 se alcanzan durante 1-2 s.
Aunque la mayoría de los núcleos p pueden fabricarse de esta manera, algunas regiones de masa de los núcleos p resultan problemáticas en los cálculos del modelo. Se sabe desde hace décadas que los núcleos p con números másicos A < 100 no pueden producirse en un proceso 𝛾. [6] [10] Las simulaciones modernas también muestran problemas en el rango 150 ≤ A ≤ 165 . [8] [16]
El núcleo p 138 La no se produce en el proceso 𝛾 pero puede formarse en un proceso ν . En el centro de una supernova de colapso de núcleo se forma una estrella de neutrones caliente que irradia neutrinos con alta intensidad. Los neutrinos interactúan también con las capas exteriores de la estrella en explosión y provocan reacciones nucleares que crean 138 La, entre otros núcleos. [11] [16] También 180m Ta pueden recibir una contribución de este proceso ν .
Se sugirió [15] complementar el proceso γ en las capas externas de la estrella con otro proceso, que ocurre en las capas más profundas de la estrella, cerca de la estrella de neutrones pero que aún es expulsado en lugar de caer sobre la superficie de la estrella de neutrones. Debido al inicialmente alto flujo de neutrinos de la estrella de neutrones en formación, estas capas se vuelven extremadamente ricas en protones a través de la reacción.
v
mi+
norte
→
mi−
+
pag
. Aunque el flujo de antineutrinos al principio es más débil, se generan algunos neutrones debido al gran número de protones. Esto permite un proceso en estas capas profundas. Debido a la corta escala de tiempo de la explosión y a la alta barrera de Coulomb de los núcleos más pesados, tal proceso νp posiblemente sólo podría producir los núcleos p más ligeros. Qué núcleos se forman y en qué cantidad depende sensiblemente de muchos detalles de las simulaciones y también del mecanismo de explosión real de una supernova de colapso del núcleo, que aún no se comprende completamente. [15] [17]
Una supernova termonuclear es la explosión de una enana blanca en un sistema estelar binario , provocada por reacciones termonucleares en la materia de una estrella compañera acrecentada en la superficie de la enana blanca. La materia acumulada es rica en hidrógeno (protones) y helio ( partículas α ) y se calienta lo suficiente como para permitir reacciones nucleares .
En la literatura se analizan varios modelos para tales explosiones, de los cuales dos se exploraron en relación con la perspectiva de producir núcleos p. Ninguna de estas explosiones libera neutrinos, por lo que los procesos ν y νp son imposibles. Tampoco se alcanzan las condiciones requeridas para el proceso rp.
Los detalles de la posible producción de núcleos p en tales supernovas dependen sensiblemente de la composición de la materia acretada de la estrella compañera (los núcleos semilla para todos los procesos posteriores). Dado que esto puede cambiar considerablemente de una estrella a otra, todas las afirmaciones y modelos de producción de p en supernovas termonucleares son propensos a grandes incertidumbres. [6]
El modelo de consenso de supernovas termonucleares postula que la enana blanca explota después de exceder el límite de Chandrasekhar por acumulación de materia porque la contracción y el calentamiento encienden la quema explosiva de carbono en condiciones degeneradas . Un frente de combustión nuclear atraviesa la enana blanca de adentro hacia afuera y la destroza. Entonces, las capas más externas que se encuentran muy cerca de la superficie de la enana blanca (que contienen 0,05 masas solares de materia) presentan las condiciones adecuadas para un proceso γ. [18]
Los núcleos p se forman de la misma manera que en el proceso γ en las supernovas de colapso del núcleo y también se encuentran las mismas dificultades. Además, no se producen 138 La y 180m Ta. Una variación de las abundancias de semillas asumiendo mayores abundancias del proceso s solo escala las abundancias de los núcleos p resultantes sin solucionar los problemas de subproducción relativa en los rangos de masa nuclear indicados anteriormente. [6]
En una subclase de supernovas de tipo Ia , la llamada supernova subChandrasekhar , la enana blanca puede explotar mucho antes de alcanzar el límite de Chandrasekhar porque las reacciones nucleares en la materia acrecentada ya pueden calentar la enana blanca durante su fase de acreción y provocar una quema explosiva de carbono prematuramente. . La acumulación rica en helio favorece este tipo de explosión. La quema de helio se enciende degenerativamente en la parte inferior de la capa de helio acumulada y provoca dos frentes de choque. El que corre hacia adentro enciende la explosión de carbono. El frente que se mueve hacia afuera calienta las capas exteriores de la enana blanca y las expulsa. Nuevamente, estas capas externas están sujetas a un proceso γ a temperaturas de 2-3 GK. Sin embargo, debido a la presencia de partículas α (núcleos de helio), son posibles reacciones nucleares adicionales. Entre ellos se encuentran los que liberan una gran cantidad de neutrones, como 18 O(α,n) 21 Ne, 22 Ne(α,n) 25 Mg y 26 Mg(α,n) 29 Si. Esto permite un proceso pn en aquella parte de las capas exteriores que experimenta temperaturas superiores a 3 GK. [6] [14]
Aquellos núcleos p ligeros que no se producen lo suficiente en el proceso γ pueden producirse de manera tan eficiente en el proceso pn que incluso muestran abundancias mucho mayores que los otros núcleos p. Para obtener las abundancias relativas solares observadas, se debe suponer una semilla del proceso s fuertemente mejorada (por factores de 100-1000 o más), lo que aumenta el rendimiento de núcleos p pesados del proceso γ. [6] [14]
Una estrella de neutrones en un sistema estelar binario también puede acumular materia de la estrella compañera en su superficie. La combustión combinada de hidrógeno y helio se enciende cuando la capa acumulada de materia degenerada alcanza una densidad de10 5 –10 6 g/cm 3 y una temperatura superior0,2 GK . Esto conduce a una combustión termonuclear comparable a lo que sucede en el frente de choque que se mueve hacia afuera de las supernovas subChandrasekhar. La estrella de neutrones en sí no se ve afectada por la explosión y, por lo tanto, las reacciones nucleares en la capa acumulada pueden durar más que en una explosión. Esto permite establecer un proceso rp. Continuará hasta que se agoten todos los protones libres o hasta que la capa en llamas se haya expandido debido al aumento de temperatura y su densidad caiga por debajo de la requerida para las reacciones nucleares. [12]
Se demostró que las propiedades de las explosiones de rayos X en la Vía Láctea pueden explicarse mediante un proceso rp en la superficie de las estrellas de neutrones en acreción. [19] Aún no está claro si la materia (y si, cuánta materia) puede ser expulsada y escapar del campo gravitacional de la estrella de neutrones. Sólo si este es el caso, dichos objetos podrán considerarse como posibles fuentes de núcleos p. Incluso si esto se corrobora, el punto final demostrado del proceso rp limita la producción a los núcleos p ligeros (que son subproducidos en las supernovas de colapso del núcleo). [13]
