p-núcleos - p-nuclei
Los núcleos p ( p significa ricos en protones ) son ciertos isótopos naturales ricos en protones de algunos elementos entre el selenio y el mercurio inclusive, que no pueden producirse ni en el proceso s ni en el proceso r .
Definición
Los trabajos clásicos e innovadores de Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle (1957) y de AGW Cameron (1957) mostraron cómo la mayoría de los nucleidos naturales más allá del elemento hierro se pueden producir en dos tipos de procesos de captura de neutrones , el s - y el proceso r. Algunos nucleidos ricos en protones que se encuentran en la naturaleza no se alcanzan 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 del proceso s y r (ver 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 . Esto también parece aplicarse a los de 113 In y 115 Sn, que además podrían prepararse en el proceso r en pequeñas cantidades.
Los radionúclidos de larga duración 92 Nb, 97 Tc, 98 Tc y 146 Sm no se encuentran entre los núcleos p definidos clásicamente, ya que ya no se encuentran 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 proceso 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 p-núcleos antes de la formación del sistema solar .
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. La abundancia de p-núcleos solo puede determinarse en investigaciones geoquímicas y mediante análisis de material meteorítico y granos presolares . No se pueden identificar en espectros estelares . Por lo tanto, el conocimiento de las abundancias p está restringido a las del Sistema Solar y se desconoce si las abundancias solares de los núcleos p son típicas de la Vía Láctea .
| Nucleido | Comentario |
|---|---|
| 74 Se | |
| 78 Kr | radionúclido de larga duración |
| 84 Sr | |
| 92 Nb | radionúclido de larga duración; no es un núcleo p clásico, pero no se puede hacer en los procesos s y r |
| 92 meses | |
| 94 meses | |
| 97 Tc | radionúclido de larga duración; no es un núcleo p clásico, pero no se puede hacer en los procesos s y r |
| 98 Tc | radionúclido de larga duración; no es un núcleo p clásico, pero no se puede hacer en los procesos s y r |
| 96 Ru | |
| 98 Ru | |
| 102 Pd | |
| 106 Cd | |
| 108 Cd | |
| 113 en | (parcialmente) hecho en el proceso-s? ¿Contribuciones del proceso r? |
| 112 Sn | |
| 114 Sn | |
| 115 Sn | (parcialmente) hecho en el proceso-s? ¿Contribuciones del proceso r? |
| 120 Te | |
| 124 Xe | |
| 126 Xe | |
| 130 Ba | radionúclido de larga duración |
| 132 Ba | |
| 138 La | radionúclido de larga duración; hecho en el proceso ν |
| 136 Ce | |
| 138 Ce | |
| 144 Sm | |
| 146 Sm | radionúclido de larga duración; no es un núcleo p clásico, pero no se puede hacer en los procesos s y r |
| 152 Dios | radionúclido de larga duración; (parcialmente) hecho en el proceso-s? |
| 156 Dy | |
| 158 Dy | |
| 162 Er | |
| 164 Er | (parcialmente) hecho en el proceso-s? |
| 168 Yb | |
| 174 Hf | radionúclido de larga duración |
| 180 m Ta | (parcialmente) elaborado en el proceso ν; contribuciones del s-proceso? |
| 180 W | radionúclido de larga duración |
| 184 Os | |
| 190 Ptos | radionúclido de larga duración |
| 196 Hg |
Origen de los núcleos p
La producción astrofísica de p-núcleos aún no se comprende completamente. El proceso γ favorecido (ver más abajo) en las supernovas de colapso del núcleo no puede producir todos los núcleos p en cantidades suficientes, según las simulaciones informáticas 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 p-núcleos, sino que diferentes procesos en varios sitios astrofísicos produzcan ciertos rangos de p-núcleos.
En la búsqueda de los procesos relevantes que crean p-núcleos, la forma habitual es identificar los posibles mecanismos de producción (procesos) y luego investigar su posible realización en varios sitios astrofísicos. La misma lógica se aplica en la discusión a continuación.
Conceptos básicos de la producción de p-nucleidos
En principio, hay dos formas de producir nucleidos ricos en protones : añadiendo sucesivamente protones a un nucleido (son reacciones nucleares de tipo (p, γ) o eliminando neutrones de un núcleo mediante secuencias de fotodisintegraciones de tipo (γ, n ).
En las condiciones que se encuentran en entornos astrofísicos, es difícil obtener núcleos p a través de 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 fotodisintegraciones (γ, p) que contrarrestan las capturas (p, γ). La única alternativa para evitar esto sería tener una gran cantidad de protones disponibles para que el número efectivo 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.
Deben explorarse combinaciones apropiadas de temperatura y densidad de protones de un plasma estelar en la búsqueda de posibles mecanismos de producción de p-núcleos. Otros parámetros son el tiempo disponible para los procesos nucleares y el número y tipo de nucleidos presentes inicialmente ( núcleos de semillas ).
Procesos posibles
El proceso p
En un proceso p, se sugiere que los núcleos p se obtuvieron a través de algunas capturas de protones en nucleidos estables. Los núcleos de las semillas se originan a partir del proceso s y r y ya están presentes en el plasma estelar. Como se indicó anteriormente, existen serias dificultades para explicar todos los núcleos p a través de dicho proceso, aunque originalmente se sugirió lograr exactamente esto. Más tarde se demostró que no se alcanzan las condiciones requeridas en estrellas o explosiones estelares.
Basado en su significado histórico, el término proceso p se usa a veces de manera descuidada para cualquier proceso que sintetice núcleos p, incluso cuando no hay capturas de protones involucradas.
El proceso γ
p-núcleos también se puede obtener por fotodesintegración de s -process y r -process núcleos. A temperaturas alrededor de 2-3 giga kelvin (GK) y un tiempo de proceso corto de unos pocos segundos (esto requiere un proceso explosivo), la fotodisintegración de los núcleos preexistentes seguirá siendo pequeña, lo suficiente para producir las diminutas abundancias requeridas de núcleos p. Esto se llama proceso γ ( proceso gamma) porque la fotodisintegración procede por reacciones nucleares de los tipos (γ, n), (γ, α) y (γ, p), que son causadas por fotones altamente energéticos ( rayos gamma ).
El proceso ν (proceso nu)
Si se dispone de una fuente suficientemente intensa de neutrinos, las reacciones nucleares pueden producir directamente ciertos nucleidos, por ejemplo, 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La en supernovas de colapso del núcleo .
Procesos rápidos de captura de protones
En un proceso p, los protones se agregan 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 desintegran beta . Esto mueve rápidamente la ruta de la nucleosíntesis desde la región de núcleos estables al lado muy rico en protones de la tabla de nucleidos . A esto se le llama captura rápida de protones .
Aquí, se produce una serie de reacciones (p, γ) hasta que la desintegración beta de un núcleo es más rápida que una captura de protones adicional, o 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 nuevamente puede capturar protones antes de que se desintegra 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 la captura de protones como la desintegración beta son rápidas. Sin embargo, a partir de 56 Ni, se encuentran varios puntos de espera en la ruta de reacción. Estos son nucleidos que tienen vidas medias relativamente largas (en comparación con la escala de tiempo del proceso) y solo pueden agregar lentamente otro protón (es decir, su sección transversal para las reacciones (p, γ) es pequeña). Ejemplos de tales puntos de espera son: 56 Ni, 60 Zn, 64 Ge, 68 Se. Pueden ser importantes más puntos de espera, dependiendo de las condiciones detalladas y la ubicación de la ruta de reacción. Es típico que estos puntos de espera muestren semividas de minutos a días. Por tanto, aumentan considerablemente el tiempo necesario para continuar las secuencias de reacción. Si las condiciones requeridas para esta captura rápida de protones solo están presentes por un corto tiempo (la escala de tiempo de eventos astrofísicos explosivos es del orden de segundos), los puntos de espera limitan o dificultan la continuación de las reacciones a núcleos más pesados.
Para producir p-núcleos, la ruta del proceso tiene que abarcar nucleidos que tengan el mismo número de masa (pero que usualmente contengan más protones) que los p-núcleos deseados. Estos nucleidos luego se convierten en núcleos p a través de secuencias de desintegraciones beta después de que cesaron 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 describen brevemente a continuación.
El proceso rp
El llamado proceso rp ( rp es para la 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 alrededor de 2 GK, la ruta de reacción está cerca de la línea de goteo de protones . Los puntos de espera se pueden puentear siempre que el tiempo de proceso sea de 10 a 600 s. Los nucleidos de los puntos de espera se producen con mayor abundancia, 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 la ruta de reacción se encuentra con una región de nucleidos que se desintegran preferiblemente por desintegración alfa y, por lo tanto, la ruta regresa sobre sí misma. Por lo tanto, un proceso rp solo podría producir p-núcleos con números de masa menores o iguales a 104.
El proceso pn
Los puntos de espera en los procesos rápidos de captura de protones pueden evitarse mediante reacciones (n, p) que son mucho más rápidas que las capturas de protones o las desintegraciones beta de los núcleos de los puntos de espera. Esto da como resultado una reducción considerable del tiempo requerido para construir elementos pesados y permite una producción eficiente en segundos. Sin embargo, esto requiere un suministro (pequeño) 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 medida que la captura rápida de protones. Esto se denomina captura rápida de protones rica en neutrones o proceso pn .
El proceso νp
Otra posibilidad de obtener los neutrones necesarios para las reacciones de aceleración (n, p) en entornos ricos en protones es utilizar la captura antineutrino en protones (
ν
mi +
pag
→
mi+
+
norte
), convirtiendo un protón y un antineutrino en un positrón y un neutrón. Dado que los (antineutrinos) interactúan solo 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).
Posibles sitios de síntesis
Supernovas de colapso del núcleo
Las estrellas masivas terminan su vida en una supernova de colapso del núcleo . En tal supernova, un frente de choque de una explosión corre 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 (ver también evolución estelar ), las condiciones para un proceso γ se alcanzan durante 1-2 s.
Aunque la mayoría de p-núcleos se pueden hacer de esta manera, algunas regiones de masa de p-núcleos resultan problemáticas en los cálculos del modelo. Ya se sabe desde hace décadas que los núcleos p con números de masa A <100 no se pueden producir en un proceso γ. Las simulaciones modernas también muestran problemas en el rango de 150 ≤ A ≤ 165 .
El núcleo p 138 La no se produce en el proceso γ pero puede hacerse en un proceso ν. Una estrella de neutrones caliente se forma en el centro de tal supernova de colapso del núcleo e irradia neutrinos con alta intensidad. Los neutrinos interactúan también con las capas externas de la estrella en explosión y provocan reacciones nucleares que crean 138 La, entre otros núcleos. También 180m Ta pueden recibir una contribución de este proceso ν.
Se sugirió 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.
ν
mi +
norte
→
mi-
+
pag
. Aunque el flujo anti-neutrino es inicialmente más débil, se crearán algunos neutrones 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, tal proceso νp posiblemente solo podría producir los p-núcleos más ligeros. Qué núcleos se forman y cuánto de ellos depende sensiblemente de muchos detalles en las simulaciones y también del mecanismo de explosión real de una supernova de colapso del núcleo, que aún no se comprende completamente.
Supernovas termonucleares
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 discuten varios modelos para tales explosiones, de los cuales dos fueron explorados con respecto a 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 requeridas para el proceso rp.
Los detalles de la posible producción de núcleos p en tales supernovas dependen sensiblemente de la composición de la materia acumulada de la estrella compañera (los núcleos semilla para todos los procesos posteriores). Dado que esto puede cambiar considerablemente de una estrella a otra, todos los enunciados y modelos de producción p en supernovas termonucleares son propensos a grandes incertidumbres.
Supernovas de tipo Ia
El modelo de consenso de las supernovas termonucleares postula que la enana blanca explota después de exceder el límite de Chandrasekhar por la acumulación de materia porque la contracción y el calentamiento encienden la combustión explosiva de carbono en condiciones degeneradas . Un frente de combustión nuclear atraviesa la enana blanca de adentro hacia afuera y la destroza. Luego, las capas más externas, muy cerca de la superficie de la enana blanca (que contiene 0.05 masas solares de materia) exhiben las condiciones adecuadas para un proceso γ.
Los núcleos p se fabrican de la misma manera que en el proceso γ en las supernovas de colapso del núcleo y también se encuentran las mismas dificultades. Además, no se producen 138 La ni 180 m Ta. Una variación de la abundancia de semillas asumiendo un aumento de la abundancia del proceso-s solo escala las abundancias de los núcleos p resultantes sin curar los problemas de subproducción relativa en los rangos de masa nuclear dados anteriormente.
supernovas subChandrasekhar
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 acumulada ya pueden calentar a la enana blanca durante su fase de acreción y desencadenar la quema de carbón explosivo prematuramente. . La acreción rica en helio favorece este tipo de explosión. La quema de helio se enciende degenerativamente en la parte inferior de la capa de helio acumulada y causa dos frentes de choque. El que corre hacia adentro enciende la explosión de carbono. El frente que se mueve hacia afuera calienta las capas externas de la enana blanca y las expulsa. De nuevo, estas capas externas están sometidas a un proceso γ a temperaturas de 2-3 GK. Sin embargo, debido a la presencia de partículas α (núcleos de helio), son posibles reacciones nucleares adicionales. Entre los que se encuentran los 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 la parte de las capas externas que experimenta temperaturas superiores a 3 GK.
Aquellos p-núcleos ligeros que se subproducen en el proceso γ pueden fabricarse de manera tan eficiente en el proceso pn que incluso muestran abundancias mucho mayores que los otros p-núcleos. Para obtener las abundancias relativas solares observadas, se debe suponer una semilla de proceso s fuertemente mejorada (por factores de 100-1000 o más) que aumenta el rendimiento de núcleos p pesados del proceso γ.
Estrellas de neutrones en sistemas estelares binarios
Una estrella de neutrones en un sistema estelar binario también puede acumular materia de la estrella compañera en su superficie. La combustión combinada de hidrógeno y helio se enciende cuando la capa acumulada de materia degenerada alcanza una densidad de 10 5 -10 6 g / cm 3 y una temperatura superior a0,2 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 propia estrella de neutrones no se ve afectada por la explosión y, por lo tanto, las reacciones nucleares en la capa acretada pueden prolongarse más que en una explosión. Esto permite establecer un proceso rp. Continuará hasta que se agoten todos los protones libres o la capa de combustión se haya expandido debido al aumento de temperatura y su densidad caiga por debajo de la requerida para las reacciones nucleares.
Se demostró que las propiedades de los estallidos de rayos X en la Vía Láctea se pueden explicar mediante un proceso rp en la superficie de las estrellas de neutrones en acumulación. Aún no está claro si la materia (y si, cuánta materia) puede ser expulsada y escapar del campo gravitacional de la estrella de neutrones. Solo si este es el caso, tales objetos pueden considerarse como posibles fuentes de p-núcleos. Incluso si esto se corrobora, el punto final demostrado del proceso rp limita la producción a los p-núcleos ligeros (que se subproducen en las supernovas de colapso del núcleo).