En astrofísica nuclear , el proceso de captura rápida de neutrones , también conocido como proceso r , es un conjunto de reacciones nucleares que es responsable de la creación de aproximadamente la mitad de los núcleos atómicos más pesados que el hierro , los "elementos pesados", y la otra mitad se produce mediante el proceso p y el proceso s . El proceso r suele sintetizar los isótopos estables más ricos en neutrones de cada elemento pesado. El proceso r puede sintetizar típicamente los cuatro isótopos más pesados de cada elemento pesado; de estos, los dos más pesados se denominan núcleos solo r porque se crean exclusivamente a través del proceso r . Los picos de abundancia para el proceso r ocurren cerca de los números de masa A = 82 (elementos Se, Br y Kr), A = 130 (elementos Te, I y Xe) y A = 196 (elementos Os, Ir y Pt).
El proceso r implica una sucesión de capturas rápidas de neutrones (de ahí el nombre) por uno o más núcleos semilla pesados , comenzando típicamente con núcleos en el pico de abundancia centrado en 56 Fe . Las capturas deben ser rápidas en el sentido de que los núcleos no deben tener tiempo de sufrir desintegración radiactiva (típicamente a través de la desintegración β ) antes de que llegue otro neutrón para ser capturado. Esta secuencia puede continuar hasta el límite de estabilidad de los núcleos cada vez más ricos en neutrones (la línea de goteo de neutrones ) para retener físicamente los neutrones según lo rige la fuerza nuclear de corto alcance. Por lo tanto, el proceso r debe ocurrir en lugares donde exista una alta densidad de neutrones libres . Los primeros estudios teorizaron que se requerirían 10 24 neutrones libres por cm 3 , para temperaturas de aproximadamente 1 GK, para hacer coincidir los puntos de espera, en los que no se pueden capturar más neutrones, con los números de masa de los picos de abundancia para los núcleos del proceso r . [1] Esto equivale a casi un gramo de neutrones libres en cada centímetro cúbico, una cantidad asombrosa que requiere ubicaciones extremas. [a] Tradicionalmente, esto sugería el material expulsado del núcleo reexpandido de una supernova de colapso de núcleo , como parte de la nucleosíntesis de supernova , [2] o la descompresión de la materia de la estrella de neutrones arrojada por una fusión de estrellas de neutrones binarias en una kilonova . [3] La contribución relativa de cada una de estas fuentes a la abundancia astrofísica de elementos del proceso r es un tema de investigación en curso a partir de 2018. [ 4][update]
En las explosiones de armas termonucleares se produce una serie limitada de capturas de neutrones, similares a los procesos r, en una pequeña medida . Estas capturas llevaron al descubrimiento de los elementos einstenio (elemento 99) y fermio (elemento 100) en la lluvia radiactiva de las armas nucleares .
El proceso r contrasta con el proceso s , el otro mecanismo predominante para la producción de elementos pesados, que es la nucleosíntesis por medio de capturas lentas de neutrones. En general, los isótopos involucrados en el proceso s tienen vidas medias lo suficientemente largas como para permitir su estudio en experimentos de laboratorio, pero esto no es típicamente cierto para los isótopos involucrados en el proceso r . [5] El proceso s ocurre principalmente dentro de estrellas ordinarias, particularmente estrellas AGB , donde el flujo de neutrones es suficiente para causar capturas de neutrones que se repiten cada 10-100 años, demasiado lento para el proceso r , que requiere 100 capturas por segundo. El proceso s es secundario , lo que significa que requiere isótopos pesados preexistentes como núcleos semilla para ser convertidos en otros núcleos pesados por una secuencia lenta de capturas de neutrones libres. Los escenarios del proceso r crean sus propios núcleos semilla, por lo que podrían proceder en estrellas masivas que no contienen núcleos semilla pesados. En conjunto, los procesos r y s explican casi toda la abundancia de elementos químicos más pesados que el hierro. El desafío histórico ha sido localizar entornos físicos apropiados para sus escalas de tiempo.
Tras una investigación pionera sobre el Big Bang y la formación de helio en las estrellas, se sospechó que existía un proceso desconocido responsable de producir los elementos más pesados que se encuentran en la Tierra a partir del hidrógeno y el helio. Un primer intento de explicación provino de Subrahmanyan Chandrasekhar y Louis R. Henrich, quienes postularon que los elementos se producían a temperaturas entre 6×10 9 y 8×10 9 K. Su teoría explicaba elementos hasta el cloro , aunque no había explicación para elementos de peso atómico más pesados que 40 uma en abundancias no despreciables. [6] Esto se convirtió en la base de un estudio de Fred Hoyle , quien planteó la hipótesis de que las condiciones en el núcleo de las estrellas en colapso permitirían la nucleosíntesis del resto de los elementos a través de la captura rápida de neutrones libres densamente empaquetados. Sin embargo, quedaban preguntas sin respuesta sobre el equilibrio en las estrellas que se requería para equilibrar las desintegraciones beta y explicar con precisión las abundancias de elementos que se formarían en tales condiciones. [6]
La necesidad de un entorno físico que proporcione una captura rápida de neutrones , que se sabía que casi con certeza tenía un papel en la formación de elementos, también se vio en una tabla de abundancias de isótopos de elementos pesados por Hans Suess y Harold Urey en 1956. [7] Su tabla de abundancia reveló abundancias mayores que el promedio de isótopos naturales que contenían números mágicos [b] de neutrones, así como picos de abundancia aproximadamente 10 uma más ligeros que los núcleos estables que contenían números mágicos de neutrones que también estaban en abundancia, lo que sugiere que se formaron núcleos ricos en neutrones radiactivos que tenían los números mágicos de neutrones pero aproximadamente diez protones menos. Estas observaciones también implicaron que la captura rápida de neutrones ocurrió más rápido que la desintegración beta , y los picos de abundancia resultantes fueron causados por los llamados puntos de espera en números mágicos. [1] [c] Este proceso, la captura rápida de neutrones por isótopos ricos en neutrones, se conoció como el proceso r , mientras que el proceso s recibió el nombre de su característica captura lenta de neutrones. En 1957, en el artículo de revisión B 2 FH [1] , se publicó una tabla que distribuía fenomenológicamente los isótopos pesados entre los isótopos del proceso s y del proceso r , en la que se nombró al proceso r y se describió la física que lo guía. [8] Alastair GW Cameron también publicó un estudio más pequeño sobre el proceso r ese mismo año. [9]
El proceso estacionario r descrito en el artículo de B 2 FH fue demostrado por primera vez en un cálculo dependiente del tiempo en Caltech por Phillip A. Seeger, William A. Fowler y Donald D. Clayton [10] , quienes descubrieron que ninguna instantánea temporal individual coincidía con las abundancias del proceso r solar , pero que, cuando se superponían, lograban una caracterización exitosa de la distribución de abundancia del proceso r . Las distribuciones de tiempo más corto enfatizan las abundancias en pesos atómicos menores que A = 140 , mientras que las distribuciones de tiempo más largo enfatizaban aquellas en pesos atómicos mayores que A = 140. [11] Los tratamientos posteriores del proceso r reforzaron esas características temporales . Seeger et al. también pudieron construir una distribución más cuantitativa entre el proceso s y el proceso r de la tabla de abundancia de isótopos pesados, estableciendo así una curva de abundancia más confiable para los isótopos del proceso r que la que B 2 FH había podido definir. Hoy en día, las abundancias del proceso r se determinan utilizando su técnica de restar las abundancias isotópicas más confiables del proceso s de las abundancias isotópicas totales y atribuir el resto a la nucleosíntesis del proceso r . [12] Esa curva de abundancia del proceso r (vs. peso atómico) ha proporcionado durante muchas décadas el objetivo para los cálculos teóricos de las abundancias sintetizadas por el proceso r físico .
La creación de neutrones libres por captura de electrones durante el colapso rápido a alta densidad de un núcleo de supernova junto con el ensamblaje rápido de algunos núcleos semilla ricos en neutrones hace que el proceso r sea un proceso de nucleosíntesis primaria , un proceso que puede ocurrir incluso en una estrella inicialmente de H y He puros. Esto en contraste con la designación B 2 FH que es un proceso secundario que se basa en hierro preexistente. La nucleosíntesis estelar primaria comienza antes en la galaxia que la nucleosíntesis secundaria. Alternativamente, la alta densidad de neutrones dentro de las estrellas de neutrones estaría disponible para un ensamblaje rápido en núcleos de proceso r si una colisión expulsara porciones de una estrella de neutrones, que luego se expande rápidamente liberada del confinamiento. Esa secuencia también podría comenzar antes en el tiempo galáctico que la nucleosíntesis del proceso s ; por lo que cada escenario se ajusta al crecimiento anterior de las abundancias del proceso r en la galaxia. Cada uno de estos escenarios es objeto de una investigación teórica activa. En 1981, James W. Truran fue el primero en exponer evidencias observacionales del enriquecimiento del gas interestelar y de las estrellas recién formadas por el proceso r , tal como se aplicó a la evolución de la abundancia de la galaxia de estrellas. [13] Él y los astrónomos posteriores demostraron que el patrón de abundancias de elementos pesados en las primeras estrellas pobres en metales coincidía con la forma de la curva del proceso r solar , como si faltara el componente del proceso s . Esto era coherente con la hipótesis de que el proceso s aún no había comenzado a enriquecer el gas interestelar cuando estas estrellas jóvenes que carecían de las abundancias del proceso s nacieron a partir de ese gas, ya que se requieren alrededor de 100 millones de años de historia galáctica para que el proceso s comience, mientras que el proceso r puede comenzar después de dos millones de años. Estas composiciones estelares pobres en procesos s y ricas en procesos r deben haber nacido antes que cualquier proceso s , lo que demuestra que el proceso r surge de estrellas masivas que evolucionan rápidamente y se convierten en supernovas y dejan restos de estrellas de neutrones que pueden fusionarse con otra estrella de neutrones. La naturaleza primaria del proceso r temprano se deriva, por lo tanto, de los espectros de abundancia observados en estrellas viejas [4] que habían nacido temprano, cuando la metalicidad galáctica aún era pequeña, pero que, no obstante, contienen su complemento de núcleos de proceso r .
Ambas interpretaciones, aunque generalmente cuentan con el apoyo de los expertos en supernovas, aún no han logrado un cálculo totalmente satisfactorio de las abundancias del proceso r porque el problema general es numéricamente formidable. Sin embargo, los resultados existentes lo respaldan; en 2017, se descubrieron nuevos datos sobre el proceso r cuando los observatorios de ondas gravitacionales LIGO y Virgo descubrieron una fusión de dos estrellas de neutrones que expulsaban materia del proceso r . [14] Véanse los sitios astrofísicos a continuación.
Es de destacar que 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.
Hay tres sitios candidatos naturales para la nucleosíntesis del proceso r donde se cree que existen las condiciones requeridas: supernovas de baja masa , supernovas de tipo II y fusiones de estrellas de neutrones . [15]
Inmediatamente después de la severa compresión de electrones en una supernova de Tipo II, la desintegración beta-menos se bloquea. Esto se debe a que la alta densidad de electrones llena todos los estados de electrones libres disponibles hasta una energía de Fermi que es mayor que la energía de la desintegración beta nuclear. Sin embargo, la captura nuclear de esos electrones libres todavía ocurre y causa una neutronización creciente de la materia. Esto da como resultado una densidad extremadamente alta de neutrones libres que no pueden desintegrarse, del orden de 10 24 neutrones por cm 3 , [1] y altas temperaturas . A medida que esto se reexpande y se enfría, la captura de neutrones por núcleos pesados aún existentes ocurre mucho más rápido que la desintegración beta-menos . Como consecuencia, el proceso r avanza a lo largo de la línea de goteo de neutrones y se crean núcleos ricos en neutrones altamente inestables.
Tres procesos que afectan el ascenso de la línea de goteo de neutrones son una disminución notable en la sección transversal de captura de neutrones en núcleos con capas de neutrones cerradas , el proceso inhibidor de la fotodesintegración y el grado de estabilidad nuclear en la región de isótopos pesados. Las capturas de neutrones en la nucleosíntesis del proceso r conducen a la formación de núcleos ricos en neutrones, débilmente unidos con energías de separación de neutrones tan bajas como 2 MeV. [16] [1] En esta etapa, se alcanzan las capas de neutrones cerradas en N = 50, 82 y 126, y la captura de neutrones se detiene temporalmente. Estos llamados puntos de espera se caracterizan por una mayor energía de enlace en relación con los isótopos más pesados, lo que conduce a secciones transversales de captura de neutrones bajas y una acumulación de núcleos semimágicos que son más estables hacia la desintegración beta. [17] Además, los núcleos más allá de los cierres de la capa son susceptibles a una desintegración beta más rápida debido a su proximidad a la línea de goteo; Para estos núcleos, la desintegración beta ocurre antes de una mayor captura de neutrones. [18] Luego, se permite que los núcleos en el punto de espera se desintegren en beta hacia la estabilidad antes de que pueda ocurrir una mayor captura de neutrones, [1] lo que resulta en una desaceleración o congelamiento de la reacción. [17]
La disminución de la estabilidad nuclear termina el proceso r cuando sus núcleos más pesados se vuelven inestables a la fisión espontánea, cuando el número total de nucleones se acerca a 270. La barrera de fisión puede ser lo suficientemente baja antes de 270 como para que la captura de neutrones pueda inducir la fisión en lugar de continuar hacia arriba por la línea de goteo de neutrones. [19] Después de que el flujo de neutrones disminuye, estos núcleos radiactivos altamente inestables experimentan una rápida sucesión de desintegraciones beta hasta que alcanzan núcleos más estables, ricos en neutrones. [20] Mientras que el proceso s crea una abundancia de núcleos estables que tienen capas de neutrones cerradas, el proceso r , en núcleos predecesores ricos en neutrones, crea una abundancia de núcleos radiactivos aproximadamente 10 uma por debajo de los picos del proceso s . [21] Estos picos de abundancia corresponden a isóbaros estables producidos a partir de desintegraciones beta sucesivas de núcleos en punto de espera que tienen N = 50, 82 y 126, que están a unos 10 protones de la línea de estabilidad beta . [22]
El proceso r también ocurre en armas termonucleares, y fue responsable del descubrimiento inicial de isótopos casi estables ricos en neutrones de actínidos como el plutonio-244 y los nuevos elementos einstenio y fermio (números atómicos 99 y 100) en la década de 1950. Se ha sugerido que múltiples explosiones nucleares harían posible alcanzar la isla de estabilidad , ya que los nucleidos afectados (empezando con el uranio-238 como núcleo semilla) no tendrían tiempo de desintegrarse en beta hasta los nucleidos de fisión espontánea rápida en la línea de estabilidad beta antes de absorber más neutrones en la siguiente explosión, proporcionando así una oportunidad de alcanzar nucleidos superpesados ricos en neutrones como el copernicio -291 y -293 que pueden tener vidas medias de siglos o milenios. [23]
Desde hace tiempo se ha sugerido que el sitio candidato más probable para el proceso r son las supernovas de colapso de núcleo (tipos espectrales Ib , Ic y II ), que pueden proporcionar las condiciones físicas necesarias para el proceso r . Sin embargo, la abundancia muy baja de núcleos del proceso r en el gas interestelar limita la cantidad que cada uno puede haber expulsado. Requiere que solo una pequeña fracción de supernovas eyecten núcleos del proceso r al medio interestelar , o que cada supernova eyecte solo una cantidad muy pequeña de material del proceso r . El material eyectado debe ser relativamente rico en neutrones, una condición que ha sido difícil de lograr en los modelos, [2] de modo que los astrofísicos siguen estando inquietos sobre su adecuación para rendimientos exitosos del proceso r .
En 2017, se descubrieron nuevos datos astronómicos sobre el proceso r en los datos de la fusión de dos estrellas de neutrones . Utilizando los datos de ondas gravitacionales capturados en GW170817 para identificar la ubicación de la fusión, varios equipos [24] [25] [26] observaron y estudiaron datos ópticos de la fusión, encontrando evidencia espectroscópica de material del proceso r arrojado por las estrellas de neutrones fusionadas. La mayor parte de este material parece consistir en dos tipos: masas azules calientes de materia del proceso r altamente radiactiva de núcleos pesados de rango de masa inferior ( A < 140 como el estroncio ) [27] y masas rojas más frías de núcleos del proceso r de mayor número de masa ( A > 140 ) ricos en actínidos (como el uranio , el torio y el californio ). Cuando se liberan de la enorme presión interna de la estrella de neutrones, estos eyectados se expanden y forman núcleos pesados que capturan rápidamente neutrones libres e irradian luz óptica detectada durante aproximadamente una semana. Tal duración de luminosidad no sería posible sin el calentamiento por desintegración radiactiva interna, que es proporcionada por los núcleos del 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 . [10] Debido a estas características espectroscópicas, se ha argumentado que dicha nucleosíntesis en la Vía Láctea ha sido principalmente eyectada de fusiones de estrellas de neutrones en lugar de supernovas. [3]
Estos resultados ofrecen una nueva posibilidad para aclarar seis décadas de incertidumbre sobre el lugar de origen de los núcleos del proceso r . La confirmación de la relevancia del proceso r es que es el poder radiogénico de la desintegración radiactiva de los núcleos del proceso r lo que mantiene la visibilidad de estos fragmentos del proceso r . De lo contrario, se atenuarían rápidamente. Dichos sitios alternativos se propusieron seriamente por primera vez en 1974 [28] como materia de estrellas de neutrones descomprimidas . Se propuso que dicha materia es expulsada de las estrellas de neutrones que se fusionan con agujeros negros en sistemas binarios compactos. En 1989 [29] (y 1999 [30] ) este escenario se extendió a las fusiones de estrellas de neutrones binarias (un sistema estelar binario de dos estrellas de neutrones que colisionan). Después de la identificación preliminar de estos sitios, [31] el escenario se confirmó en GW170817 . Los modelos astrofísicos actuales sugieren que un solo evento de fusión de estrellas de neutrones puede haber generado entre 3 y 13 masas terrestres de oro. [32]
Los físicos nucleares todavía están trabajando para modelar el proceso
r
, y los astrofísicos necesitan estimar la frecuencia de las fusiones de estrellas de neutrones para evaluar si la producción de elementos pesados del proceso
r
ocurre únicamente o al menos de manera significativa en el entorno de fusión.
