La línea de goteo nuclear es el límite más allá del cual los núcleos atómicos se liberan con respecto a la emisión de un protón o un neutrón.
Una combinación arbitraria de protones y neutrones no produce necesariamente un núcleo estable . Se puede pensar en desplazarnos hacia arriba o hacia la derecha a lo largo de la tabla de nucleidos añadiendo un protón o un neutrón, respectivamente, a un núcleo determinado. Sin embargo, agregar nucleones uno por uno a un núcleo determinado eventualmente conducirá a un núcleo recién formado que se desintegrará inmediatamente emitiendo un protón (o neutrón). Coloquialmente hablando, el nucleón se ha filtrado o goteado fuera del núcleo, dando origen al término línea de goteo .
Las líneas de goteo se definen para protones y neutrones en el extremo de la relación protón-neutrón ; en proporciones p:n en o más allá de las líneas de goteo, no pueden existir núcleos unidos. Si bien la ubicación de la línea de goteo de protones es bien conocida para muchos elementos, la ubicación de la línea de goteo de neutrones solo se conoce para elementos hasta el neón . [1]
La estabilidad nuclear se limita a aquellas combinaciones de protones y neutrones descritas por la carta de los nucleidos , también llamada valle de la estabilidad . Los límites de este valle son la línea de goteo de neutrones en el lado rico en neutrones y la línea de goteo de protones en el lado rico en protones. [2] Estos límites existen debido a la desintegración de partículas, por lo que puede ocurrir una transición nuclear exotérmica mediante la emisión de uno o más nucleones (no debe confundirse con la desintegración de partículas en la física de partículas ). Como tal, la línea de goteo puede definirse como el límite más allá del cual la energía de separación de protones o neutrones se vuelve negativa, favoreciendo la emisión de una partícula de un sistema no unido recién formado. [2]
Al considerar si una transmutación nuclear específica, una reacción o una desintegración, está energéticamente permitida, sólo es necesario sumar las masas del núcleo o núcleos iniciales y restar de ese valor la suma de las masas de las partículas del producto. Si el resultado, o valor Q , es positivo, entonces la transmutación está permitida, o es exotérmica porque libera energía, y si el valor Q es una cantidad negativa, entonces es endotérmica ya que se debe agregar al menos esa cantidad de energía. el sistema antes de que la transmutación pueda proceder. Por ejemplo, para determinar si el 12 C, el isótopo más común del carbono, puede sufrir una emisión de protones hasta el 11 B, se encuentra que se deben agregar aproximadamente 16 MeV al sistema para que se permita este proceso. [3] Si bien los valores Q se pueden usar para describir cualquier transmutación nuclear, para la desintegración de partículas también se usa la cantidad de energía de separación de partículas S , y es equivalente al negativo del valor Q. En otras palabras, la energía de separación de protones Sp indica cuánta energía se debe agregar a un núcleo determinado para eliminar un solo protón. Así, las líneas de goteo de partículas definieron los límites donde la energía de separación de partículas es menor o igual a cero, por lo que energéticamente se permite la emisión espontánea de esa partícula. [4]
Aunque la ubicación de las líneas de goteo está bien definida como el límite más allá del cual la energía de separación de partículas se vuelve negativa, la definición de qué constituye un núcleo o una resonancia libre no está clara. [2] Algunos núcleos conocidos de elementos ligeros más allá de las líneas de goteo se desintegran con vidas del orden de 10 −22 segundos; A veces esto se define como un límite de la existencia nuclear porque varios procesos nucleares fundamentales (como la vibración y la rotación) ocurren en esta escala de tiempo. [4] Para núcleos más masivos, las vidas medias de emisión de partículas pueden ser significativamente más largas debido a una barrera de Coulomb más fuerte y permitir que se produzcan otras transiciones como la desintegración alfa y beta . Esto dificulta la determinación inequívoca de las líneas de goteo, ya que los núcleos con vidas lo suficientemente largas como para ser observadas existen mucho más que la escala de tiempo de emisión de partículas y lo más probable es que estén unidos. [2] En consecuencia, los núcleos libres de partículas son difíciles de observar directamente y, en cambio, se identifican a través de su energía de desintegración. [4]
La energía de un nucleón en un núcleo es la energía de su masa en reposo menos la energía de enlace . Además de esto, existe una energía debida a la degeneración: por ejemplo, un nucleón con energía E 1 se verá obligado a tener una energía más alta E 2 si se llenan todos los estados de energía más bajos. Esto se debe a que los nucleones son fermiones y obedecen a la estadística de Fermi-Dirac . El trabajo realizado para llevar este nucleón a un nivel de energía más alto da como resultado una presión, que es la presión de degeneración . Cuando la energía de enlace efectiva, o energía de Fermi , llega a cero, [5] no es posible agregar un nucleón del mismo isospin al núcleo, ya que el nuevo nucleón tendría una energía de enlace efectiva negativa, es decir, es más favorable energéticamente (sistema tendrá la energía general más baja) para que el nucleón se cree fuera del núcleo. Esto define el punto de goteo de partículas para esa especie.
En muchos casos, los nucleidos a lo largo de las líneas de goteo no están contiguos, sino que están separados por las llamadas líneas de goteo de una y dos partículas. Esto es una consecuencia de que los números pares e impares de nucleones afectan la energía de enlace, ya que los nucleidos con números pares de nucleones generalmente tienen una energía de enlace más alta y, por lo tanto, una mayor estabilidad, que los núcleos impares adyacentes. Estas diferencias de energía dan como resultado la línea de goteo de una partícula en un nucleido impar Z o N impar , para lo cual la emisión inmediata de protones o neutrones es energéticamente favorable en ese nucleido y en todos los demás nucleidos impares que se encuentran más fuera de la línea de goteo. [5] Sin embargo, el siguiente nucleido par fuera de la línea de goteo de una partícula aún puede ser estable si su energía de separación de dos partículas no es negativa. Esto es posible porque la energía de separación de dos partículas es siempre mayor que la energía de separación de una partícula, y una transición a un nucleido impar menos estable está energéticamente prohibida. La línea de goteo de dos partículas se define así donde la energía de separación de dos partículas se vuelve negativa y denota el límite más externo para la estabilidad de las partículas de una especie. [5]
Las líneas de goteo de uno y dos neutrones se han determinado experimentalmente hasta el neón, aunque para cada elemento hasta el magnesio se conocen o se deducen isótopos de N impar libres por no observarlos. [2] Por ejemplo, el último isótopo de flúor de N impar unido es 26 F, [6] aunque el último isótopo de N par unido es 31 F. [1]
De los tres tipos de radiactividad natural (α, β y γ), sólo la desintegración alfa es un tipo de desintegración resultante de la fuerza nuclear fuerte . Las otras desintegraciones de protones y neutrones ocurrieron mucho antes en la vida de las especies atómicas y antes de que se formara la Tierra. Así, la desintegración alfa puede considerarse o bien una forma de desintegración de partículas o, con menor frecuencia, como un caso especial de fisión nuclear . La escala de tiempo de la fuerza nuclear fuerte es mucho más rápida que la de la fuerza nuclear débil o la fuerza electromagnética , por lo que la vida útil de los núcleos más allá de las líneas de goteo suele ser del orden de nanosegundos o menos. Para la desintegración alfa, la escala de tiempo puede ser mucho más larga que para la emisión de protones o neutrones debido a la alta barrera de Coulomb vista por un cúmulo alfa en un núcleo (la partícula alfa debe atravesar la barrera). Como consecuencia, no existen núcleos naturales en la Tierra que experimenten emisiones de protones o neutrones ; sin embargo, estos núcleos se pueden crear, por ejemplo, en el laboratorio con aceleradores o de forma natural en las estrellas . [7] La Instalación para Haces de Isótopos Raros (FRIB) de la Universidad Estatal de Michigan entró en funcionamiento a mediados de 2022 y está previsto que cree nuevos radioisótopos, que se extraerán en un haz y se utilizarán para estudios. Utiliza un proceso de hacer pasar un haz de isótopos relativamente estables a través de un medio, lo que altera los núcleos y crea numerosos núcleos nuevos, que luego se extraen. [8]
Los entornos astrofísicos explosivos suelen tener flujos muy grandes de nucleones de alta energía que pueden capturarse en núcleos semilla . En estos entornos, la captura radiativa de protones o neutrones se producirá mucho más rápido que las desintegraciones beta, y como en la actualidad se desconocen los entornos astrofísicos con grandes flujos de neutrones y protones de alta energía, el flujo de reacción se alejará de la estabilidad beta hacia o hasta ya sea las líneas de goteo de neutrones o protones, respectivamente. Sin embargo, una vez que un núcleo alcanza una línea de goteo, como hemos visto, no se pueden agregar más nucleones de esa especie al núcleo en particular, y el núcleo primero debe sufrir una desintegración beta antes de que puedan ocurrir más capturas de nucleones.
Si bien las líneas de goteo imponen los límites finales para la nucleosíntesis, en entornos de alta energía la ruta de combustión puede verse limitada antes de que se alcancen las líneas de goteo mediante la fotodesintegración , donde un rayo gamma de alta energía expulsa un nucleón de un núcleo. El mismo núcleo está sujeto a un flujo de nucleones y fotones, por lo que se alcanza un equilibrio entre la captura de neutrones y la fotodesintegración para nucleidos con una energía de separación de neutrones suficientemente baja, particularmente aquellos cercanos a puntos de espera. [9]
Como el baño de fotones normalmente se describirá mediante una distribución Planckiana , los fotones de mayor energía serán menos abundantes y, por lo tanto, la fotodesintegración no será significativa hasta que la energía de separación de los nucleones comience a acercarse a cero hacia las líneas de goteo, donde la fotodesintegración puede ser inducida por energía más baja. rayos gamma. En10 9 kelvin, la distribución de fotones es lo suficientemente energética como para eliminar nucleones de cualquier núcleo que tenga energías de separación de partículas inferiores a 3 MeV, [10] pero para saber qué núcleos existen en qué abundancias también se deben considerar las capturas radiativas en competencia.
Como las capturas de neutrones pueden ocurrir en cualquier régimen energético, la fotodesintegración de neutrones no es importante excepto a energías más altas. Sin embargo, como la barrera de Coulomb inhibe las capturas de protones, las secciones transversales para aquellas reacciones de partículas cargadas a energías más bajas se suprimen en gran medida, y en los regímenes de energía más altos donde las capturas de protones tienen una gran probabilidad de ocurrir, a menudo hay una competencia entre la captura de protones y la fotodesintegración que se produce en la quema explosiva de hidrógeno; pero debido a que la línea de goteo de protones está relativamente mucho más cerca del valle de estabilidad beta que la línea de goteo de neutrones, la nucleosíntesis en algunos entornos puede llegar hasta cualquiera de las líneas de goteo de nucleones. [ cita necesaria ]
Una vez que la captura radiativa ya no puede ocurrir en un núcleo determinado, ya sea por fotodesintegración o por las líneas de goteo, el procesamiento nuclear posterior a una masa mayor debe o bien pasar por alto este núcleo mediante una reacción con un núcleo más pesado como el 4 He, o más a menudo esperar a que desintegración beta. Las especies nucleares en las que una fracción significativa de la masa se acumula durante un episodio particular de nucleosíntesis se consideran puntos de espera nucleares, ya que se retrasa el procesamiento posterior mediante capturas radiativas rápidas.
Como se ha subrayado, las desintegraciones beta son los procesos más lentos que ocurren en la nucleosíntesis explosiva. Desde el punto de vista de la física nuclear, las escalas de tiempo de la nucleosíntesis explosiva se establecen simplemente sumando las vidas medias de desintegración beta involucradas, [11] ya que la escala de tiempo para otros procesos nucleares es insignificante en comparación, aunque en la práctica esta escala de tiempo suele estar dominada por la suma de un puñado de vidas medias nucleares en puntos de espera.
Se cree que el proceso rápido de captura de neutrones opera muy cerca de la línea de goteo de neutrones, aunque se desconoce el sitio astrofísico del proceso r, aunque se cree ampliamente que tiene lugar en supernovas de colapso del núcleo . Si bien la línea de goteo de neutrones está muy mal determinada experimentalmente y el flujo de reacción exacto no se conoce con precisión, varios modelos predicen que los núcleos a lo largo de la trayectoria del proceso r tienen una energía de separación de dos neutrones ( S 2n ) de aproximadamente 2 MeV. Más allá de este punto, se cree que la estabilidad disminuye rápidamente en las proximidades de la línea de goteo, produciéndose una desintegración beta antes de una mayor captura de neutrones. [12] De hecho, la física nuclear de la materia extremadamente rica en neutrones es un tema bastante nuevo, y ya ha llevado al descubrimiento de la isla de inversión y núcleos de halo como el 11 Li, que tiene una piel de neutrones muy difusa que conduce a un radio total comparable al de 208 Pb. [ aclaración necesaria ] Por lo tanto, aunque la línea de goteo de neutrones y el proceso r están estrechamente vinculados en la investigación, es una frontera desconocida que espera investigaciones futuras, tanto desde la teoría como desde la experimentación.
El rápido proceso de captura de protones en ráfagas de rayos X se ejecuta en la línea de goteo de protones, excepto cerca de algunos puntos de espera de fotodesintegración. Esto incluye los núcleos 21 Mg, 30 S, 34 Ar, 38 Ca, 56 Ni, 60 Zn, 64 Ge, 68 Se, 72 Kr, 76 Sr y 80 Zr. [13] [14]
Un patrón de estructura nuclear claro que emerge es la importancia del emparejamiento , ya que se observa que todos los puntos de espera anteriores están en núcleos con un número par de protones, y todos menos 21 Mg también tienen un número par de neutrones. Sin embargo, los puntos de espera dependerán de los supuestos del modelo de explosión de rayos X, como la metalicidad , la tasa de acreción y la hidrodinámica, junto con las incertidumbres nucleares, y como se mencionó anteriormente, la definición exacta del punto de espera puede no ser consistente de un estudio a otro. Aunque existen incertidumbres nucleares, en comparación con otros procesos de nucleosíntesis explosiva, el proceso rp está bastante bien limitado experimentalmente, ya que, por ejemplo, todos los núcleos de punto de espera mencionados anteriormente se han observado al menos en el laboratorio. Así, como los aportes de física nuclear se pueden encontrar en la literatura o en compilaciones de datos, la Infraestructura Computacional para Astrofísica Nuclear permite realizar cálculos de posprocesamiento en varios modelos de ráfagas de rayos X y definir por sí mismo los criterios para el punto de espera, como así como alterar cualquier parámetro nuclear.
Si bien el proceso rp en explosiones de rayos X puede tener dificultades para pasar por alto el punto de espera de 64 Ge, [14] ciertamente en los púlsares de rayos X donde el proceso rp es estable, la inestabilidad hacia la desintegración alfa coloca un límite superior cerca de A = 100 en la masa que se puede alcanzar mediante la quema continua. [15] El límite exacto es una cuestión que se está investigando actualmente; Se sabe que 104-109 Te sufre desintegración alfa, mientras que 103 Sb no está unido a protones. [6] Incluso antes de que se alcance el límite cercano a A = 100, se cree que el flujo de protones disminuye considerablemente y, por lo tanto, ralentiza el proceso rp , antes de que se produzca una baja tasa de captura y un ciclo de transmutaciones entre isótopos de estaño, antimonio y telurio. una mayor captura de protones lo termina por completo. [16] Sin embargo, se ha demostrado que si hay episodios de enfriamiento o mezcla de cenizas anteriores en la zona de combustión, se puede crear material tan pesado como 126 Xe. [17]
En las estrellas de neutrones , los núcleos pesados de neutrones se encuentran cuando los electrones relativistas penetran en los núcleos y producen la desintegración beta inversa , en la que el electrón se combina con un protón en el núcleo para formar un neutrón y un electrón-neutrino:
A medida que se crean más y más neutrones en los núcleos, los niveles de energía de los neutrones se llenan hasta un nivel de energía igual a la masa en reposo de un neutrón. En este punto, cualquier electrón que penetre en un núcleo creará un neutrón, que "goteará" fuera del núcleo. En este punto tenemos: [ cita necesaria ]
Y a partir de este punto la ecuación
se aplica, donde p F n es el momento de Fermi del neutrón. A medida que nos adentramos más en la estrella de neutrones, la densidad de neutrones libres aumenta, y a medida que aumenta el impulso de Fermi al aumentar la densidad, aumenta la energía de Fermi , de modo que los niveles de energía inferiores al nivel superior alcanzan el goteo de neutrones y cada vez más neutrones gotean de los núcleos. para que obtengamos núcleos en un fluido de neutrones. Finalmente, todos los neutrones gotean de los núcleos y llegamos al interior del fluido de neutrones de la estrella de neutrones.
Los valores de la línea de goteo de neutrones sólo se conocen para los primeros diez elementos, desde el hidrógeno hasta el neón. [18] Para el oxígeno ( Z = 8), el número máximo de neutrones unidos es 16, lo que convierte al 24 O en el isótopo de oxígeno unido a partículas más pesado. [19] Para el neón ( Z = 10), el número máximo de neutrones unidos aumenta a 24 en el isótopo estable de partículas más pesado, el 34 Ne. La ubicación de la línea de goteo de neutrones para flúor y neón se determinó en 2017 por la no observación de isótopos inmediatamente más allá de la línea de goteo. El mismo experimento encontró que el isótopo más fuertemente unido del siguiente elemento, el sodio, es al menos 39 Na. [20] [21] Estos fueron los primeros nuevos descubrimientos a lo largo de la línea de goteo de neutrones en más de veinte años. [1]
Se espera que la línea de goteo de neutrones se aparte de la línea de estabilidad beta después del calcio con una relación promedio de neutrones a protones de 2,4. [2] Por lo tanto, se predice que la línea de goteo de neutrones quedará fuera del alcance de elementos más allá del zinc (donde la línea de goteo se estima alrededor de N = 60) o posiblemente del circonio (estimado N = 88), ya que teóricamente no se conocen técnicas experimentales. capaz de crear el desequilibrio necesario de protones y neutrones en los isótopos de la línea de goteo de elementos más pesados. [2] De hecho, se ha informado que isótopos ricos en neutrones como 49 S, 52 Cl y 53 Ar que se calcula que se encuentran más allá de la línea de goteo están unidos en 2017-2019, lo que indica que la línea de goteo de neutrones puede estar aún más lejos. de la línea de estabilidad beta de lo previsto. [22]
La siguiente tabla enumera el isótopo unido a partículas más pesado de los primeros diez elementos. [23]
No todos los isótopos más ligeros están unidos. Por ejemplo, 39 Na está unido, pero 38 Na no está unido. [1] Como otro ejemplo, aunque 6 He y 8 He están atados, 5 He y 7 He no lo están.
La ubicación general de la línea de goteo de protones está bien establecida. Para todos los elementos que se encuentran naturalmente en la Tierra y que tienen un número impar de protones, se ha observado experimentalmente al menos una especie con una energía de separación de protones menor que cero. Hasta el germanio se conoce la ubicación de la línea de goteo para muchos elementos con un número par de protones, pero ninguno más allá de ese punto figura en los datos nucleares evaluados. Hay algunos casos excepcionales en los que, debido al apareamiento nuclear , hay algunas especies unidas a partículas fuera de la línea de goteo, como el 8 B y el 178 Au . [ se necesita verificación ] También se puede observar que al acercarse a los números mágicos , la línea de goteo se comprende menos. A continuación se ofrece una recopilación de los primeros núcleos libres que se sabe que se encuentran más allá de la línea de goteo de protones, con el número de protones, Z y los isótopos correspondientes, tomados del Centro Nacional de Datos Nucleares. [24]
