La nucleosíntesis de supernova es la nucleosíntesis de elementos químicos en explosiones de supernova .
En estrellas suficientemente masivas, la nucleosíntesis por fusión de elementos más ligeros en otros más pesados se produce durante procesos de combustión hidrostática secuencial llamados combustión de helio , combustión de carbono , combustión de oxígeno y combustión de silicio , en los que los subproductos de un combustible nuclear se convierten, después del calentamiento por compresión, en combustible para la siguiente etapa de combustión. En este contexto, la palabra "quemar" se refiere a la fusión nuclear y no a una reacción química.
Durante la combustión hidrostática, estos combustibles sintetizan de manera abrumadora los alfa nucleidos ( A = 2 Z ), núcleos compuestos por números enteros de núcleos de helio-4. Inicialmente, dos núcleos de helio-4 se fusionan en un único 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 rápida combustión explosiva final [1] es causada por el repentino aumento de temperatura debido al paso de la onda de choque que se mueve radialmente y que fue lanzada por el colapso gravitacional del núcleo. WD Arnett y sus colegas de la Universidad Rice [2] [1] demostraron que la quema de choque final sintetizaría los isótopos sin núcleo alfa de manera más efectiva que la quema hidrostática, [3] [4] sugiriendo que el choque esperado- La nucleosíntesis de ondas es un componente esencial de la nucleosíntesis de supernovas. Juntos, la nucleosíntesis de ondas de choque y los procesos 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 eyección de los isótopos recién sintetizados de los elementos químicos por explosiones de supernova, su abundancia aumentó constantemente dentro del gas interestelar. Ese aumento se hizo evidente para los astrónomos debido a que la abundancia inicial de estrellas recién nacidas excedía a la de las estrellas nacidas antes.
Los elementos más pesados que el níquel son comparativamente raros debido a la disminución con el peso atómico de sus energías de enlace nuclear por nucleón, pero también se crean en parte dentro de las supernovas. Históricamente, de 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 supernova proporcionen las condiciones necesarias. Sin embargo, investigaciones más recientes han propuesto una alternativa prometedora (consulte 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 supernova superiores. Además, se cree que otros procesos de nucleosíntesis en las 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 quema de helio. y en las capas de estrellas masivas que queman carbono, 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 elementos más pesados que el hidrógeno y el helio se producirían mediante 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 medida 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 perfeccionó y se combinó con una mayor comprensión de las supernovas para calcular la abundancia de elementos, desde el carbono hasta el níquel. [7] Los elementos clave de la teoría incluyeron:
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 entonces 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 parte de los neutrinos y que las explosiones resultantes producirían una mayor 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 logró una amplia aclamación. [8] Se conoció como el artículo B²FH o BBFH, por las iniciales de sus autores. Los artículos anteriores cayeron en la oscuridad durante décadas después de que el artículo más famoso del B²FH 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 sólo con 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 la 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 B²FH, WD Arnett y sus colegas [2] [1] demostraron que la combustión final en la onda de choque pasajera lanzada por el colapso del núcleo podría sintetizar isótopos que no son partículas alfa de manera más efectiva que la combustión hidrostática, [3 ] [4] sugiriendo que la nucleosíntesis explosiva es un componente esencial de la nucleosíntesis de supernova. Una onda de choque rebotada por la materia que colapsa sobre el núcleo denso, si es lo suficientemente fuerte como para provocar la eyección de masa del manto de supernovas, necesariamente será lo suficientemente fuerte como para proporcionar el calentamiento repentino de las capas de estrellas masivas necesarias para la quema termonuclear explosiva dentro del manto. . Comprender cómo esa onda de choque puede alcanzar el manto ante la continua caída sobre el choque se convirtió en la dificultad teórica. Las observaciones de supernovas aseguraron que esto debía ocurrir.
Las enanas blancas fueron propuestas como posibles progenitoras de ciertas supernovas a finales de la década de 1960, [12] aunque no se desarrolló una buena comprensión del mecanismo y la nucleosíntesis involucradas hasta la década de 1980. [13] Esto demostró que las supernovas de tipo Ia expulsaban cantidades muy grandes de níquel radiactivo y cantidades menores de otros elementos con pico de hierro, y el níquel se descomponía rápidamente a cobalto y luego a hierro. [14]
Los artículos de Hoyle (1946) y Hoyle (1954) y de B²FH (1957) fueron escritos por esos científicos antes del advenimiento de la era de las computadoras. Se basaron en cálculos manuales, pensamientos profundos, intuición física y familiaridad con los detalles de la física nuclear. Por brillantes que fueran estos artículos fundacionales, pronto surgió una desconexión cultural con una generación más joven de científicos que comenzaron a construir programas de computadora [15] que eventualmente arrojarían 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 se produce en dos escenarios principales. La primera 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 acumular masa de combustible nuclear de una compañera más difusa. estrella (normalmente una gigante roja ) con la que se encuentra en órbita binaria. La nucleosíntesis desbocada 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 a 35 veces más masiva que el Sol), generalmente una supergigante en el momento crítico, alcanza el níquel-56 en sus procesos de fusión (o combustión) nuclear central . Sin la energía exotérmica de la fusión, el núcleo de la estrella masiva anterior a la supernova pierde el calor necesario para soportar la presión y colapsa debido a la fuerte atracción gravitacional. La transferencia de energía del colapso del núcleo provoca la aparición de una supernova. [21]
El isótopo níquel-56 tiene una de las mayores energías de unión por nucleón de todos los isótopos y, por lo tanto, es el último isótopo cuya síntesis durante la quema del núcleo de silicio libera energía por fusión nuclear , de forma exotérmica . La energía de unión por nucleón disminuye para pesos atómicos superiores a A = 56 , poniendo fin a la historia de la fusión de suministro de energía térmica a la estrella. La energía térmica liberada cuando el manto de supernova que cae golpea el núcleo semisólido es muy grande, alrededor de 10 53 ergios, aproximadamente cien veces la energía liberada por la supernova como energía cinética de su masa eyectada. Se han publicado docenas de artículos de investigación en un intento de describir la hidrodinámica de cómo ese pequeño uno por ciento de la energía que cae se transmite al manto suprayacente ante la caída continua sobre el núcleo. Esa incertidumbre permanece en la descripción completa de las supernovas con colapso del núcleo. [ cita necesaria ]
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 presión de radiación ya no soporta suficientemente la envoltura exterior, la gravedad de la estrella empuja su manto rápidamente hacia adentro. A medida que la estrella colapsa, este manto choca violentamente con el creciente núcleo estelar incompresible, que tiene una densidad casi tan grande como la de 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 fotoexpulsión 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 anteriores de fusión de la nucleosíntesis en que implica un equilibrio entre las capturas de partículas alfa y su fotoeyección inversa, lo que establece abundancias de todos los elementos de partículas alfa en la siguiente secuencia en la que cada partícula alfa La captura mostrada se opone a su reacción inversa, es decir, la fotoexpulsión de una partícula alfa por los abundantes fotones térmicos:
Los núcleos de las partículas alfa 44 Ti 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 rápidas reacciones opuestas, a saber, captura de partículas alfa y fotoexpulsión de partículas alfa, las abundancias no están determinadas por secciones transversales de captura de partículas alfa; más bien están determinadas por los valores que deben asumir las abundancias para equilibrar las velocidades de las rápidas corrientes de reacción opuesta. Cada abundancia adquiere un valor estacionario que logra ese equilibrio. Este cuadro se llama cuasiequilibrio nuclear . [25] [26] [27] Muchos cálculos informáticos, por ejemplo, [28] utilizando 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 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 interrumpe después de 56 Ni porque las capturas de partículas alfa se vuelven más lentas, mientras que las fotoyecciones de núcleos más pesados se vuelven más rápidas. También participan núcleos que no son partículas alfa, 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 están establecidas 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 37 Ar, usándolo como ejemplo, es mayor en las eyecciones de estrellas masivas recientes que en las de estrellas tempranas de sólo H y He; por lo tanto, el 37 Cl, al que se desintegra el 37 Ar después de la nucleosíntesis, se denomina "isótopo secundario".
En aras de la brevedad, la siguiente etapa, un intrincado reordenamiento de fotodesintegración y el cuasiequilibrio nuclear que logra, se denominan combustión de silicio . La combustión del silicio en la estrella avanza a través de una secuencia temporal de 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 silicio quemándose hasta convertirse en níquel ("quemándose" en el sentido nuclear). Toda la secuencia de quema 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 quema explosiva final provocada cuando el choque de supernova atraviesa la capa de silicio dura sólo unos segundos, pero su aumento de temperatura de aproximadamente el 50% provoca una furiosa combustión nuclear, que se convierte en el principal contribuyente a la nucleosíntesis en el rango de masas de 28 a 60 AMU . [1] [25] [26] [29]
Después de la etapa final de 56 Ni, la estrella ya no puede liberar energía mediante 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, el 60 Zn tiene ligeramente más masa por nucleón que el 56 Ni y, por tanto, requeriría una pérdida de energía termodinámica en lugar de una ganancia , como ocurrió en todas las etapas anteriores de la quema nuclear.
El 56 Ni (que tiene 28 protones) tiene una vida media de 6,02 días y se desintegra mediante desintegración β + a 56 Co (27 protones), que a su vez tiene una vida media de 77,3 días a medida que se desintegra a 56 Fe (26 protones). ). Sin embargo, sólo hay unos minutos disponibles para que el 56 Ni se desintegre dentro del 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 última curva de luz de la supernova y crea una oportunidad innovadora para la astronomía de líneas de rayos gamma. [24] Véase SN 1987A, curva de luz, para conocer las consecuencias de esa oportunidad.
Clayton y Meyer [28] han generalizado recientemente este proceso aún más mediante lo que han denominado máquina de supernova secundaria , atribuyendo la creciente radiactividad que energiza las manifestaciones tardías de supernova al almacenamiento de energía de Coulomb cada vez mayor dentro de los núcleos de cuasiequilibrio denominados anteriormente como cambio de cuasiequilibrio. desde principalmente 28 Si hasta principalmente 56 Ni. Las pantallas visibles están impulsadas por la decadencia 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 aproximadamente tres mil millones de Kelvin, lo que mantiene brevemente la presión de soporte y se opone a una rápida contracción del núcleo. Sin embargo, dado que 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 sólo unos segundos. En ese punto, la porción central de la estrella queda aplastada 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 mueve hacia afuera, conocido como supernova de tipo II cuyas exhibiciones duran días o meses. La porción del núcleo de la supernova que se escapa 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 mediante un rápido mecanismo de captura de neutrones. conocido como proceso r . Vea abajo.
Las estrellas con masas iniciales inferiores a ocho veces la del Sol nunca desarrollan un núcleo lo suficientemente grande como para colapsar y eventualmente pierden sus atmósferas para convertirse en enanas blancas, esferas de carbono estables y enfriadas sostenidas por la presión de electrones degenerados . Por lo tanto, la nucleosíntesis dentro de esas estrellas más ligeras se limita a nucleidos que se fusionaron en material ubicado encima de la enana blanca final. Esto limita sus modestos rendimientos devueltos al gas interestelar al carbono-13 y al nitrógeno-14 , y a isótopos más pesados que el hierro mediante la lenta captura 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 debido al campo gravitacional 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 alrededor de una masa solar de isótopos radiactivos de 56 Ni, junto con cantidades más pequeñas de otros elementos pico de hierro . La posterior desintegración radiactiva del níquel en hierro mantiene el 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 anterior a la supernova, esto incluye la quema de helio, de carbono, de oxígeno y de silicio. Es posible que gran parte de ese rendimiento nunca abandone la estrella, sino que desaparezca en su núcleo colapsado. El rendimiento que se expulsa se funde sustancialmente en la quema explosiva de último segundo provocada por la onda de choque lanzada por el colapso del núcleo . [1] Antes del colapso del núcleo, la fusión de elementos entre silicio y hierro ocurre sólo en las estrellas más grandes, y luego en cantidades limitadas. Por lo tanto, la nucleosíntesis de los elementos primarios abundantes [31], definidos como aquellos que podrían sintetizarse en estrellas inicialmente compuestas únicamente de hidrógeno y helio (dejados por el Big Bang), se limita sustancialmente a la nucleosíntesis de supernovas de colapso del núcleo.
Durante la nucleosíntesis de una supernova, el proceso r crea isótopos pesados muy ricos en neutrones, que después del evento se desintegran hasta formar 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 alta densidad de neutrones con condiciones de 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 muy rápidamente sufren desintegración beta para formar núcleos más estables con mayor número atómico y la misma masa atómica . La densidad de neutrones es extremadamente alta, alrededor de 10 22 a 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 o unos pocos segundos, dependiendo de los detalles. Cientos de artículos publicados posteriormente 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 resultado del proceso r puede ser expulsado de algunas supernovas pero absorbido por otras como parte de la estrella de neutrones residual o del 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 hasta entonces orbitaban entre sí . [33] Eso puede suceder cuando ambas estrellas masivas en órbita entre sí se convierten en supernovas de colapso del núcleo, dejando restos de estrellas de neutrones.
La localización en el cielo de la fuente de las ondas gravitacionales irradiadas por el colapso orbital y la 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] para descubrir y estudiar la contraparte óptica restante de la fusión, encontrando evidencia espectroscópica de material del proceso r desprendido por las estrellas de neutrones fusionadas.
La mayor parte de este material parece consistir en dos tipos: masas azules calientes de materia de proceso r altamente radiactiva de núcleos pesados de rango de masa más bajo ( A < 140 ) y masas rojas más frías de núcleos de proceso r de mayor número de masa ( A > 140 ) rico 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 la luz óptica detectada durante aproximadamente una semana. Tal duración de la luminosidad no sería posible sin el calentamiento por desintegración radiactiva interna, que es proporcionada por los núcleos de 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 eyecciones de fusiones de estrellas de neutrones más que de supernovas. [39]
