En astrofísica nuclear , el proceso rápido de captura 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", con los la otra mitad es producida por 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 normalmente puede sintetizar los cuatro isótopos más pesados de cada elemento pesado; de estos, los dos más pesados se denominan núcleos sólo r porque se crean exclusivamente mediante el 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 rápidas capturas 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 una desintegración radiactiva (normalmente mediante 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 gobernado por la fuerza nuclear de corto alcance. Por lo tanto, el proceso r debe ocurrir en lugares donde existe una alta densidad de neutrones libres . Los primeros estudios teorizaron que se necesitarían 10 24 neutrones libres por cm 3 , para temperaturas de alrededor de 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 el proceso r . núcleos. [1] Esto equivale a casi un gramo de neutrones libres por cada centímetro cúbico, una cantidad asombrosa que requiere ubicaciones extremas. [a] Tradicionalmente, esto sugería el material expulsado del núcleo reexpandido de una supernova con colapso del núcleo , como parte de la nucleosíntesis de una supernova , [2] o la descompresión de la materia de estrellas de neutrones expulsada por una fusión binaria de estrellas de neutrones en una kilonova . [3] La contribución relativa de cada una de estas fuentes a la abundancia astrofísica de elementos del proceso r es una cuestión de investigación en curso a partir de 2018 [update]. [4]
En las explosiones de armas termonucleares se produce, en menor medida, una serie limitada de capturas de neutrones, similar a un proceso r . Esto llevó 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 mediante capturas lentas de neutrones. En general, los isótopos implicados en el proceso s tienen vidas medias lo suficientemente largas como para permitir su estudio en experimentos de laboratorio, pero esto no suele ser cierto para los isótopos implicados 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 provocar que las capturas de neutrones se repitan cada 10 a 100 años, lo que es 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 convertirse en otros núcleos pesados mediante 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 representan casi toda la abundancia de elementos químicos más pesados que el hierro. El desafío histórico ha sido localizar escenarios físicos apropiados a sus escalas de tiempo.
Tras una investigación pionera sobre el Big Bang y la formación de helio en las estrellas, se sospechaba que existía un proceso desconocido responsable de producir elementos más pesados que se encuentran en la Tierra a partir de hidrógeno y helio. Uno de los primeros intentos 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 daba cuenta de elementos hasta el cloro , aunque no había explicación para elementos con un peso atómico superior a 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 mediante la captura rápida de neutrones libres densamente empaquetados. Sin embargo, quedaban preguntas sin respuesta sobre el equilibrio en las estrellas necesario para equilibrar las desintegraciones beta y explicar con precisión la abundancia de elementos que se formarían en tales condiciones. [6]
La necesidad de un entorno físico que proporcione una rápida captura 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 realizada por Hans Suess y Harold Urey en 1956. [7] Su La tabla de abundancia reveló abundancias superiores a la media de isótopos naturales que contienen números mágicos [b] de neutrones, así como picos de abundancia aproximadamente 10 uma más ligeros que los núcleos estables que contienen números mágicos de neutrones que también abundaban, lo que sugiere que los núcleos radiactivos ricos en neutrones tienen la Se formaron números mágicos de neutrones, pero aproximadamente diez protones menos. Estas observaciones también implicaron que la rápida captura de neutrones se produjo 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 proceso r , mientras que el proceso s recibió su nombre por su característica captura lenta de neutrones. En 1957 se publicó una tabla que reparte fenomenológicamente los isótopos pesados entre los isótopos del proceso s y del proceso r en el artículo de revisión B 2 FH , [1] que nombró el proceso r y describió la física que lo guía. [8] Alastair GW Cameron también publicó un estudio más pequeño sobre el proceso r en el mismo año. [9]
El proceso r estacionario 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 encontraron que no hay una sola instantánea temporal. coincidió con las abundancias del proceso r solar , pero, cuando se superpusieron, lograron una caracterización exitosa de la distribución de abundancia del proceso r . Las distribuciones de tiempo más corto enfatizan abundancias con pesos atómicos menores que A = 140 , mientras que las distribuciones de tiempo más largo enfatizan aquellas con 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 del proceso s más confiables de las abundancias isotópicas totales y atribuir el resto a la nucleosíntesis del proceso r . [12] Esa curva de abundancia del proceso r (frente al 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 mediante la captura de electrones durante el rápido colapso a alta densidad del núcleo de una supernova junto con el rápido ensamblaje 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 contrasta 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 rápido ensamblaje en núcleos de proceso r si una colisión expulsara porciones de una estrella de neutrones, que luego se expande rápidamente liberándose de su confinamiento. Esa secuencia también podría comenzar antes en el tiempo galáctico de lo que lo haría el proceso de nucleosíntesis; por lo que cada escenario se ajusta al crecimiento anterior de la abundancia del proceso r en la galaxia. Cada uno de estos escenarios es objeto de investigación teórica activa. La evidencia observacional del enriquecimiento temprano del proceso r del gas interestelar y de las estrellas recién formadas posteriores, aplicadas a la evolución de la abundancia de la galaxia de estrellas, fue presentada por primera vez por James W. Truran en 1981. [13] Él y los astrónomos posteriores mostró que el patrón de abundancia 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 consistente con la hipótesis de que el proceso s aún no había comenzado a enriquecer el gas interestelar cuando estas estrellas jóvenes que carecían de la abundancia del proceso s nacieron de ese gas, ya que se requieren alrededor de 100 millones de años de historia galáctica para el proceso s . para comenzar, 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 en rápida evolución que 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 deriva de los espectros de abundancia observados en estrellas viejas [4] que habían nacido temprano, cuando la metalicidad galáctica era aún pequeña, pero que, sin embargo, contienen su complemento de núcleos del proceso r .
Cualquiera de las dos interpretaciones, aunque generalmente apoyadas por los expertos en supernovas, todavía tiene que lograr un cálculo totalmente satisfactorio de las abundancias del proceso r porque el problema general es numéricamente formidable. Sin embargo, los resultados existentes son favorables; 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] Ver sitios astrofísicos a continuación.
Cabe 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 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, se bloquea la desintegración beta-menos . Esto se debe a que la alta densidad electrónica 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 se produce y provoca una creciente neutronización 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 este se vuelve a expandir y enfriar, 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 y 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 lleva a secciones transversales de captura de neutrones bajas y a una acumulación de núcleos semimágicos que son más estables frente a 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, a los núcleos del punto de espera se les permite desintegrarse beta hacia la estabilidad antes de que pueda ocurrir una mayor captura de neutrones, [1] lo que resulta en una desaceleración o congelación de la reacción. [17]
La disminución de la estabilidad nuclear finaliza el proceso r cuando sus núcleos más pesados se vuelven inestables ante 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 por el goteo de neutrones. línea. [19] Después de que el flujo de neutrones disminuye, estos núcleos radiactivos altamente inestables sufren una rápida sucesión de desintegraciones beta hasta que alcanzan núcleos más estables y ricos en neutrones. [20] Mientras que el proceso s crea una abundancia de núcleos estables con 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 isobaras estables producidas a partir de sucesivas desintegraciones beta de núcleos de 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 permitirían alcanzar la isla de estabilidad , ya que los nucleidos afectados (comenzando con el uranio-238 como núcleo semilla) no tendrían tiempo de desintegrarse beta hasta llegar a los nucleidos que se fisionan rápidamente y espontáneamente en la línea de estabilidad beta antes de absorber más neutrones en la siguiente explosión, brindando así la oportunidad de alcanzar nucleidos superpesados ricos en neutrones como el copernicio -291 y -293, que pueden tener vidas medias de siglos o milenios. [23]
Durante mucho tiempo se ha sugerido que el sitio candidato más probable para el proceso r son las supernovas de colapso del núcleo (tipos espectrales Ib , Ic y II ), que pueden proporcionar las condiciones físicas necesarias para el proceso r . Sin embargo, la muy baja abundancia de núcleos de proceso r en el gas interestelar limita la cantidad que cada uno puede haber expulsado. Requiere que sólo una pequeña fracción de supernovas expulse núcleos de proceso r al medio interestelar , o que cada supernova expulse sólo una cantidad muy pequeña de material de proceso r . El material expulsado debe ser relativamente rico en neutrones, una condición que ha sido difícil de lograr en los modelos, [2] de modo que los astrofísicos siguen inquietos acerca de su idoneidad para lograr resultados exitosos en el proceso r .
En 2017 se descubrieron nuevos datos astronómicos sobre el proceso r a partir de 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 los datos ópticos de la fusión, encontrando evidencia espectroscópica de material del proceso r desprendido por el neutrón fusionado. estrellas. 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 menor rango de masa ( A < 140 , como el estroncio ) [27] y masas rojas más frías de mayor número de masa. Núcleos de proceso r ( A > 140 ) ricos en actínidos (como uranio , torio y californio ). Cuando se liberan de la enorme presión interna de la estrella de neutrones, estas eyecciones se expanden y forman núcleos pesados que capturan rápidamente neutrones libres e irradian 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 . [10] Debido a estas características espectroscópicas, se ha argumentado que dicha nucleosíntesis en la Vía Láctea ha sido principalmente eyecciones de fusiones de estrellas de neutrones más que de supernovas. [3]
Estos resultados ofrecen una nueva posibilidad para aclarar seis décadas de incertidumbre sobre el sitio de origen de los núcleos del proceso r . Lo que confirma la relevancia para el 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 escindidos . De lo contrario, se atenuarían rápidamente. Estos sitios alternativos se propusieron seriamente por primera vez en 1974 [28] para descomprimir la materia de las estrellas de neutrones . Se propuso que dicha materia sea expulsada de estrellas de neutrones que se fusionan con agujeros negros en binarias compactas. En 1989 [29] (y 1999 [30] ) este escenario se amplió a fusiones de estrellas de neutrones binarias (un sistema estelar binario de dos estrellas de neutrones que chocan). 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
tiene lugar única o al menos significativamente en el entorno de fusión.
