r -proceso - r-process
| Física nuclear |
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| Nucleus · nucleones ( p , n ) · la materia nuclear · fuerza nuclear · estructura Nuclear · reacción Nuclear |
En la astrofísica nuclear , el proceso de captura de neutrones rápidos , también conocido como el r -process , es un conjunto de reacciones nucleares que es responsable de la creación de aproximadamente la mitad de los núcleos atómicos pesados que el hierro ; los "elementos pesados", con la otra mitad producidos por el proceso p y s -process . El proceso r generalmente sintetiza los isótopos estables más ricos en neutrones de cada elemento pesado. El proceso r típicamente puede sintetizar los cuatro isótopos más pesados de cada elemento pesado, y los dos isótopos más pesados, que se denominan núcleos solo r , pueden crearse solo 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 de semillas pesados , que normalmente comienzan con núcleos en el pico de abundancia centrado en 56 Fe . Las capturas debe ser rápido en el sentido de que los núcleos no deben tener tiempo para someterse a la desintegración radiactiva (normalmente a través de β - decaimiento) antes de que otro de neutrones llega a 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 gobernados 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 10 24 neutrones libres por cm 3 serían necesarios, para temperaturas de alrededor de 1 GK, con el fin de coincidir con los puntos de espera, en la que no hay más neutrones pueden ser capturados, con los números atómicos de los picos de abundancia para r -process núcleos. Esto equivale a casi un gramo de neutrones libres por cada centímetro cúbico, un número asombroso que requiere ubicaciones extremas. Tradicionalmente, esto sugería que el material expulsado del núcleo reexpandido de una supernova de colapso del núcleo , como parte de la nucleosíntesis de supernova , o la descompresión de la materia de una estrella de neutrones arrojada por una fusión binaria de estrellas de neutrones . 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.
En las explosiones de armas termonucleares se produce una serie limitada de capturas de neutrones similar a un proceso r . Estos llevaron al descubrimiento de los elementos einstenio (elemento 99) y fermio (elemento 100) en la lluvia radiactiva de armas nucleares .
El r contrastes proceso con la la s -process , el otro mecanismo predominante para la producción de elementos pesados, que es nucleosíntesis por medio de lentos capturas de neutrones. El proceso s ocurre principalmente dentro de estrellas ordinarias, particularmente estrellas AGB , donde el flujo de neutrones es suficiente para hacer que las capturas de neutrones se repitan 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 que los isótopos pesados preexistentes como núcleos de semillas se conviertan 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 la totalidad de la abundancia de elementos químicos más pesados que el hierro. El desafío histórico ha sido localizar entornos físicos apropiados para sus escalas de tiempo.
Historia
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 del hidrógeno y el helio. Un primer intento de explicación vino de Chandrasekhar y Louis R. Henrich, que postula que los elementos fueron producidos a temperaturas entre 6 × 10 9 y 8 × 10 9 K . Su teoría explicaba los elementos hasta el cloro , aunque no había una explicación para los elementos de peso atómico superior a 40 uma en abundancias no despreciables. 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, quedaron preguntas sin respuesta sobre el equilibrio en las estrellas que se requería para equilibrar las desintegraciones beta y explicar con precisión la abundancia de elementos que se formarían en tales condiciones.
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. Su tabla de abundancia reveló abundancias mayores que el promedio de isótopos naturales que contienen números mágicos de neutrones, así como picos de abundancia aproximadamente 10 uma más ligeros que los núcleos estables que contienen números mágicos de neutrones que también estaban en abundancia, lo que sugiere que los núcleos radiactivos ricos en neutrones que tienen números mágicos de neutrones pero aproximadamente diez se formaron menos protones. 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. Este proceso, captura rápida de neutrones por isótopos ricos en neutrones, se conoció como el proceso r , mientras que el proceso s recibió su nombre por su característica captura lenta de neutrones. Una tabla que distribuye fenomenológicamente los isótopos pesados entre los isótopos del proceso s y del proceso r se publicó en 1957 en el artículo de revisión B 2 FH , que nombró el proceso r y describió la física que lo guía. Alastair GW Cameron también publicó un estudio más pequeño sobre el proceso r en el mismo año.
El proceso r estacionario descrito por el artículo 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 , quienes encontraron que ninguna instantánea temporal coincidía con la solar. abundancias del proceso r , pero, cuando se superpusieron, se logró una caracterización exitosa de la distribución de abundancias 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 . Los tratamientos posteriores del proceso r reforzaron esas características temporales. Seeger y col. también fueron capaces de 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 para los isótopos del proceso r más fiable que la que B 2 FH había podido definir. En la actualidad, las abundancias del proceso r se determinan utilizando su técnica de restar las abundancias isotópicas del proceso s más fiables de las abundancias isotópicas totales y atribuir el resto a la nucleosíntesis del proceso r . 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 por captura de electrones durante el colapso rápido a alta densidad de un núcleo de supernova junto con el ensamblaje rápido de algunos núcleos de semillas ricos en neutrones hace que el proceso r sea un proceso de nucleosíntesis primario , es decir, un proceso que puede ocurrir incluso en una estrella. inicialmente de puro H y He, en contraste con la designación de B 2 FH como un proceso secundario basado 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 de tiempo galáctico de lo que s nucleosíntesis -process; 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. La evidencia observacional del enriquecimiento temprano del proceso r del gas interestelar y de las estrellas recién formadas subsiguientes, aplicada a la evolución de la abundancia de la galaxia de estrellas, fue presentada por primera vez por James W. Truran en 1981. Él y los astrónomos posteriores demostraron que el El patrón de abundancia de elementos pesados en las primeras estrellas pobres en metales coincidía con el de 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 a las que les faltaba el proceso s nacieron a partir de ese gas, ya que requiere 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 ricas en procesos r y pobres en procesos s deben haber nacido antes que cualquier proceso s , lo que muestra que el proceso r emerge 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 se deriva de los espectros de abundancia observados en estrellas antiguas que habían nacido temprano, cuando la metalicidad galáctica era todavía pequeña, pero que, no obstante, contienen su complemento de núcleos del proceso r .
Cualquiera de las dos interpretaciones, aunque generalmente apoyada por expertos en supernovas, aún tiene que lograr un cálculo totalmente satisfactorio de las abundancias del proceso r porque el problema general es numéricamente formidable, pero los resultados existentes son de apoyo. 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 . Consulte los 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.
Física nuclear
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 .
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 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 se produce y provoca 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 , y altas temperaturas . A medida que esto se vuelve a expandir y se enfría, la captura de neutrones por los núcleos pesados aún existentes ocurre mucho más rápido que la desintegración beta-menos . Como consecuencia, el proceso r corre 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 de inhibición de la fotodisintegración y el grado de estabilidad nuclear en la región de isótopos pesados. La captura de neutrones en la nucleosíntesis del proceso r conduce a la formación de núcleos débilmente unidos ricos en neutrones con energías de separación de neutrones tan bajas como 2 MeV. 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 un aumento de la energía de enlace en relación con los isótopos más pesados, lo que lleva a secciones transversales de captura de neutrones bajas y una acumulación de núcleos semimágicos que son más estables hacia la desintegración beta. Además, los núcleos más allá de los cierres de la cáscara 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 la captura adicional de neutrones. A continuación, se permite que los núcleos del punto de espera se desintegran beta hacia la estabilidad antes de que se produzca una mayor captura de neutrones, lo que da como resultado una desaceleración o congelación de la reacción.
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, de modo que la captura de neutrones podría inducir la fisión en lugar de continuar por el goteo de neutrones. línea. 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 y ricos en neutrones. Mientras que la s -process crea una abundancia de núcleos estables que tienen conchas de neutrones cerrada, el r -process, en los núcleos predecesor ricos en neutrones, crea una abundancia de núcleos radiactivos de 10 amu por debajo de la s picos -Proceso después de su espalda decaimiento a la estabilidad.
El proceso r también ocurre en armas termonucleares, y fue responsable del descubrimiento inicial de isótopos de actínidos casi estables ricos en neutrones 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 llegar a la isla de estabilidad , ya que los nucleidos afectados (comenzando con el uranio-238 como núcleos de semillas) 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, lo que brinda la oportunidad de alcanzar nucleidos superpesados ricos en neutrones como el copernicio -291 y -293, que deberían tener vidas medias de siglos o milenios.
Sitios astrofísicos
Se ha sugerido durante mucho tiempo 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 solo una pequeña fracción de supernovas expulse núcleos de proceso r al medio interestelar , o que cada supernova expulse solo 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, de modo que los astrofísicos siguen incómodos acerca de su idoneidad para los rendimientos exitosos del proceso r .
En 2017, se descubrieron datos astronómicos completamente nuevos sobre el proceso r en datos sobre 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 observaron y estudiaron los datos ópticos de la fusión, encontrando evidencia espectroscópica de material de 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 de proceso r altamente radiactiva de núcleos pesados de rango de masa inferior ( A <140 como el estroncio ) y masas rojas más frías de proceso r de mayor número de masa núcleos ( 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 de semillas pesadas que capturan rápidamente los neutrones libres e irradian la 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 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 proceso r . 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 y no de supernovas.
Estos resultados ofrecen una nueva posibilidad para aclarar seis décadas de incertidumbre sobre el sitio de origen de los núcleos del proceso r . La relevancia que confirma para el proceso r es que es el poder radiogénico de la desintegración radiactiva de los núcleos del proceso r el 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 como materia de estrellas de neutrones en descompresión . Se propuso que dicha materia sea expulsada de las estrellas de neutrones que se fusionan con los agujeros negros en binarias compactas. En 1989 (y 1999) este escenario se extendió a las fusiones de estrellas de neutrones binarias (un sistema de estrellas binarias de dos estrellas de neutrones que chocan). Después de la identificación preliminar de estos sitios, 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.