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 más allá del elemento hierro pueden generarse mediante 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 obtienen 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 (véase también nucleosíntesis ), la lista original de 35 núcleos p puede modificarse a lo largo de los años, como se indica en la tabla siguiente. 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 las de 113 In y 115 Sn, que además podrían formarse en el proceso r en pequeñas cantidades. [4]
Los radionucleidos de larga vida 92 Nb, 97 Tc, 98 Tc, 146 Sm, 150 Gd y 154 Dy [5] no se encuentran entre los núcleos p definidos clásicamente, ya que ya no se producen de forma natural en la Tierra. Sin embargo, según la definición anterior, también son núcleos p porque no se pueden producir ni en el proceso s ni en el r. A partir del descubrimiento de sus productos de desintegración en los granos presolares se puede inferir que al menos 92 Nb y 146 Sm estaban presentes en la nebulosa solar . Esto ofrece la posibilidad de estimar el tiempo transcurrido desde la última producción de estos núcleos p antes de la formación del Sistema Solar . [6]
Los núcleos p son muy raros. Los isótopos de un elemento que son núcleos p son menos abundantes típicamente en factores de diez a mil que los otros isótopos del mismo elemento. Las abundancias de núcleos p solo se pueden determinar en investigaciones geoquímicas y mediante el análisis de material meteorítico y granos presolares . No se pueden identificar en 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 . [7]
La producción astrofísica de núcleos p aún no se comprende completamente. El proceso γ favorecido (ver más abajo) en las supernovas de colapso de 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 haya un solo proceso responsable de todos los núcleos p, sino que diferentes procesos en varios sitios astrofísicos produzcan ciertos rangos de núcleos p. [11]
En la búsqueda de los procesos relevantes que crean núcleos p, el método habitual consiste en identificar los posibles mecanismos de producción (procesos) y luego investigar su posible realización en diversos sitios astrofísicos. La misma lógica se aplica en el análisis que se presenta a continuación.
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,n). [7] [11]
En las condiciones que se dan en los entornos astrofísicos, es difícil obtener núcleos p mediante capturas de protones porque la barrera de Coulomb de un núcleo aumenta con el aumento del número de protones . Un protón requiere más energía para ser incorporado ( capturado ) en 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, el aumento de 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 de modo que la cantidad efectiva de capturas por segundo sea grande incluso a baja temperatura. En casos extremos (como se analiza a continuación), esto conduce a la síntesis de radionucleidos de vida extremadamente corta que se desintegran en nucleidos estables solo después de que cesan las capturas. [7] [11]
Para la búsqueda de posibles mecanismos de producción de núcleos p, es necesario explorar combinaciones adecuadas de temperatura y densidad de protones de un plasma estelar. Otros parámetros son el tiempo disponible para los procesos nucleares y el número y tipo de nucleidos presentes inicialmente ( núcleos semilla ).
En un proceso p se sugiere que los núcleos p se formaron a través de unas pocas capturas de protones en nucleidos estables. Los núcleos semilla se originan a partir de los procesos s y r y ya están presentes en el plasma estelar. Como se ha señalado anteriormente, existen serias dificultades para explicar todos los núcleos p a través de un proceso de este tipo, aunque originalmente se sugirió lograr exactamente esto. [1] [2] [7] Más tarde se demostró que las condiciones requeridas no se alcanzan en las estrellas o en las explosiones estelares. [12]
Basándose en su significado histórico, el término p-proceso se utiliza a veces para cualquier proceso que sintetice p-núcleos, incluso cuando no hay capturas de protones involucradas, pero se desaconseja este uso.
Los núcleos p también pueden obtenerse por fotodesintegración de núcleos de procesos s y r . A temperaturas de alrededor de 2-3 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 abundancias requeridas de núcleos p. [7] [13] Esto se llama proceso γ (proceso gamma) porque la fotodesintegración se produce por reacciones nucleares de los tipos (γ,n), (γ,α) y (γ,p), que son causadas por fotones altamente energéticos ( rayos gamma ). [13]
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 supernovas de colapso de núcleo . [14]
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 en beta . Esto mueve rápidamente la ruta de la nucleosíntesis desde la región de núcleos estables al lado muy rico en protones del diagrama de nucleidos . Esto se llama captura rápida de protones . [11]
Aquí, se produce una serie de reacciones (p,γ) hasta que la desintegración beta de un núcleo es más rápida que una nueva captura 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 puede capturar protones antes de desintegrarse en 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 las capturas de protones como las desintegraciones beta son rápidas. Sin embargo, a partir de 56 Ni, se encuentran una serie de puntos de espera en el camino de reacción. Se trata de nucleidos que tienen vidas medias relativamente largas (en comparación con la escala de tiempo del proceso) y solo pueden agregar otro protón lentamente (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. Otros puntos de espera pueden ser importantes, dependiendo de las condiciones detalladas y la ubicación del camino de reacción. Es típico que tales puntos de espera muestren vidas medias de minutos a días. Por lo tanto, aumentan considerablemente el tiempo necesario para continuar las secuencias de reacción. Si las condiciones requeridas para esta rápida captura de protones solo están presentes 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 a núcleos más pesados. [15]
Para producir p-núcleos, el proceso debe incluir nucleidos que tengan el mismo número de masa (pero que normalmente contengan más protones) que los p-núcleos deseados. Estos nucleidos se convierten luego en p-núcleos mediante secuencias de desintegraciones beta una vez que cesan las capturas rápidas 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. A densidades de protones de más de10 28 protones/cm 3 y temperaturas en torno a2 × 10 9 K , la ruta de reacción está cerca de la línea de goteo de protones . [15] Los puntos de espera se pueden salvar siempre que el tiempo de proceso sea de 10 a 600 s. Los nucleidos de puntos de espera se producen con mayores abundancias 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 reacción se encuentra con una región de nucleidos que se desintegran preferentemente por desintegración alfa y, por lo tanto, vuelven a formar un bucle sobre sí mismos. [16] Por lo tanto, un proceso rp solo podría producir núcleos p con números de masa menores o iguales a 104.
Los puntos de espera en los procesos de captura rápida de protones pueden evitarse mediante reacciones (n,p) que son mucho más rápidas que las capturas de protones o las desintegraciones beta de núcleos de puntos de espera. Esto da como resultado una reducción considerable del tiempo necesario para construir elementos pesados y permite una producción eficiente en cuestión de segundos. [7] Sin embargo, esto requiere un (pequeño) suministro de neutrones libres que normalmente no están presentes en estos plasmas ricos en protones. Una forma de obtenerlos es liberarlos a través de otras reacciones que ocurren simultáneamente a las capturas rápidas de protones. Esto se llama captura rápida de protones rica en neutrones o proceso pn . [17]
Otra posibilidad para obtener los neutrones necesarios para las reacciones de aceleración (n,p) en entornos ricos en protones es utilizar la captura de antineutrinos en protones (
no
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, un alto flujo de antineutrinos tiene que actuar sobre un plasma con alta densidad de protones. Esto se llama proceso νp (proceso nu p). [18]
Las estrellas masivas terminan su vida en una supernova de colapso de núcleo . En este tipo de supernova, un frente de choque de una explosión se extiende desde el centro de la estrella a través de sus capas externas y las expulsa. Cuando el frente de choque alcanza la capa O/Ne de la estrella (véase también evolución estelar ), se alcanzan las condiciones para un proceso 𝛾 durante 1-2 s.
Aunque la mayoría de los p-núcleos se pueden formar de esta manera, algunas regiones de masa de p-núcleos resultan problemáticas en los cálculos del modelo. Se sabe desde hace décadas que los p-núcleos con números de masa A < 100 no se pueden producir en un proceso 𝛾. [7] [13] Las simulaciones modernas también muestran problemas en el rango 150 ≤ A ≤ 165. [ 11] [19]
El núcleo p 138 La no se produce en el proceso 𝛾, pero puede formarse en un proceso ν . Una estrella de neutrones caliente se forma en el centro de una supernova de colapso de núcleo de este tipo y emite neutrinos con alta intensidad. Los neutrinos también interactúan con las capas externas de la estrella en explosión y causan reacciones nucleares que crean 138 La, entre otros núcleos. [14] [19] También 180m Ta puede recibir una contribución de este proceso ν .
Se sugirió [18] 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 se expulsa en lugar de caer sobre la superficie de la estrella de neutrones. Debido al flujo inicialmente alto de neutrinos de la estrella de neutrones en formación, estas capas se vuelven extremadamente ricas en protones a través de la reacción
no
mi+
norte
→
mi−
+
pag
Aunque el flujo de antineutrinos es inicialmente más débil, se crearán algunos neutrones, no obstante, debido a la gran cantidad de protones, esto permite un proceso νp en estas capas profundas. Debido a la corta escala de tiempo de la explosión y la alta barrera de Coulomb de los núcleos más pesados , un proceso νp de este tipo posiblemente solo podría producir los núcleos p más ligeros. Qué núcleos se forman y en qué cantidad depende sensiblemente de muchos detalles en las simulaciones y también del mecanismo de explosión real de una supernova de colapso de núcleo, que aún no se entiende completamente. [18] [20]
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 acumulada 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 este tipo de explosiones, de los cuales dos se exploraron en relación con la posibilidad de producir núcleos p. Ninguna de estas explosiones libera neutrinos, por lo que los procesos ν y νp son imposibles. Tampoco se cumplen las condiciones necesarias 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 subsiguientes). Dado que esto puede cambiar considerablemente de una estrella a otra, todas las afirmaciones y modelos de producción de núcleos p en supernovas termonucleares son propensos a grandes incertidumbres. [7]
El modelo de consenso de las supernovas termonucleares postula que la enana blanca explota después de superar el límite de Chandrasekhar por la acreción de materia, porque la contracción y el calentamiento encienden la combustión explosiva del carbono en condiciones degeneradas . Un frente de combustión nuclear atraviesa la enana blanca desde dentro hacia fuera y la desgarra. Luego, las capas más externas que se encuentran justo debajo de la superficie de la enana blanca (que contienen 0,05 masas solares de materia) exhiben las condiciones adecuadas para un proceso gamma. [21]
Los núcleos p se forman de la misma manera que en el proceso γ en las supernovas de colapso de núcleo y también se encuentran las mismas dificultades. Además, no se producen 138 La y 180m Ta. Una variación de las abundancias iniciales suponiendo abundancias mayores en el 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. [7]
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 acretada ya pueden calentar la enana blanca durante su fase de acreción y desencadenar una combustión explosiva de carbono de forma prematura. La acreción rica en helio favorece este tipo de explosión. La combustión del helio se enciende degenerativamente en la parte inferior de la capa de helio acretada y provoca dos frentes de choque. El que se dirige hacia el interior enciende la explosión de carbono. El frente que se mueve hacia el exterior calienta las capas externas de la enana blanca y las expulsa. Nuevamente, estas capas externas son el sitio de un proceso γ a temperaturas de 2-3 GK. Sin embargo, debido a la presencia de partículas α (núcleos de helio), se hacen posibles reacciones nucleares adicionales. Entre ellos se encuentran aquellos 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 esa parte de las capas externas que experimenta temperaturas superiores a 3 GK. [7] [17]
Los núcleos p ligeros que se producen en menor medida en el proceso γ se pueden producir 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) que aumenta la producción de núcleos p pesados del proceso γ. [7] [17]
Una estrella de neutrones en un sistema binario de estrellas también puede acrecentar materia de la estrella compañera en su superficie. La combustión combinada de hidrógeno y helio se enciende cuando la capa acrecentada 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 ocurre 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 acretada pueden continuar durante más tiempo que en una explosión. Esto permite establecer un proceso rp. Continuará hasta que se agoten todos los protones libres o la capa en llamas se haya expandido debido al aumento de la temperatura y su densidad caiga por debajo de la requerida para las reacciones nucleares. [15]
Se ha demostrado que las propiedades de los estallidos de rayos X en la Vía Láctea pueden explicarse mediante un proceso rp en la superficie de las estrellas de neutrones en acreción. [22] Aún no está claro si la materia (y, si es así, cuánta materia) puede ser expulsada y escapar del campo gravitatorio de la estrella de neutrones. Sólo si este es el caso, dichos objetos pueden 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 se producen en cantidades insuficientes en las supernovas de colapso de núcleo). [16]
