Nucleosíntesis de supernova - Supernova nucleosynthesis

La nucleosíntesis de supernovas es la nucleosíntesis de elementos químicos en explosiones de supernovas .

En estrellas suficientemente masivas, la nucleosíntesis por fusión de elementos más ligeros en otros más pesados ​​se produce durante procesos secuenciales de combustión hidrostática denominados combustión de helio , combustión de carbono , combustión de oxígeno y combustión de silicio , en los que los subproductos de un combustible nuclear se convierten, después del calentamiento por compresión, en los combustible para la siguiente etapa de combustión. En este contexto, la palabra "quema" se refiere a la fusión nuclear y no a una reacción química.

Durante la combustión hidrostática, estos combustibles sintetizan abrumadoramente los productos del núcleo alfa ( A = 2 Z ). Una rápida combustión explosiva final es causada por el repentino pico de temperatura debido al paso de la onda de choque de movimiento radial que fue lanzada por el colapso gravitacional del núcleo. WD Arnett y sus colegas de la Universidad de Rice demostraron que la quema de choque final sintetizaría los isótopos no alfa del núcleo de manera más efectiva de lo que pudo hacer la quema hidrostática, lo que sugiere que la nucleosíntesis de ondas de choque esperada es un componente esencial de la nucleosíntesis de supernova. Juntos, la nucleosíntesis de ondas de choque y los procesos de combustión hidrostática crean la mayoría de los isótopos de los elementos carbono ( Z = 6 ), oxígeno ( Z = 8 ) y elementos con Z = 10 a 28 (desde neón hasta níquel ). Como resultado de la expulsión de los isótopos recién sintetizados de los elementos químicos por las explosiones de supernovas, su abundancia aumentó constantemente dentro del gas interestelar. Ese aumento se hizo evidente para los astrónomos a partir de las abundancias iniciales en las estrellas recién nacidas que superan las de las estrellas nacidas antes.

Los elementos más pesados ​​que el níquel son comparativamente raros debido a la disminución con el peso atómico de sus energías de enlace nuclear por nucleón, pero también se crean en parte dentro de las supernovas. De mayor interés históricamente ha sido su síntesis por la rápida captura de neutrones durante el r -process , lo que refleja la creencia común de que los núcleos de supernovas probabilidades de proporcionar las condiciones necesarias. Pero consulte el proceso r a continuación para ver una alternativa recientemente descubierta. Los isótopos del proceso r son aproximadamente 100.000 veces menos abundantes que los elementos químicos primarios fusionados en las capas de supernovas de arriba. Además, se cree que otros procesos de nucleosíntesis en supernovas también ser responsable de algunas nucleosíntesis de otros elementos pesados, en particular, el protón proceso de captura conocido como el rp -process , la lenta captura de neutrones ( s -Proceso ) en las conchas de combustión de helio y en las conchas de carbono de leña de estrellas masivas, y un fotodesintegración proceso conocido como el γ -process (gamma-proceso). Este último sintetiza los isótopos más ligeros y pobres en neutrones de los elementos más pesados ​​que el hierro a partir de isótopos más pesados ​​preexistentes.

Historia

En 1946, Fred Hoyle propuso que los elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio serían producidos por nucleosíntesis en los núcleos de estrellas masivas. Anteriormente se pensaba que los elementos que vemos en el universo moderno se habían producido en gran parte durante su formación. En este momento, la naturaleza de las supernovas no estaba clara y Hoyle sugirió que estos elementos pesados ​​se distribuían en el espacio por inestabilidad rotacional. En 1954, la teoría de la nucleosíntesis de elementos pesados ​​en estrellas masivas se refinó y se combinó con una mayor comprensión de las supernovas para calcular la abundancia de los elementos desde el carbono hasta el níquel. Los elementos clave de la teoría incluyeron:

  • la predicción del estado excitado en el núcleo de 12 C que permite que el proceso triple alfa se queme resonantemente en carbono y oxígeno;
  • las secuelas termonucleares de la combustión de carbono sintetizando Ne, Mg y Na; y
  • quema de oxígeno sintetizando silicio, aluminio y azufre.

La teoría predijo que la quema de silicio ocurriría como la etapa final de la fusión del núcleo en estrellas masivas, aunque la ciencia nuclear no pudo calcular exactamente cómo. Hoyle también predijo que el colapso de los núcleos evolucionados de estrellas masivas era "inevitable" debido a su creciente tasa de pérdida de energía por los neutrinos y que las explosiones resultantes producirían más nucleosíntesis de elementos pesados ​​y los expulsarían al espacio.

En 1957, un artículo de los autores EM Burbidge , GR Burbidge , WA Fowler y Hoyle amplió y perfeccionó la teoría y logró un gran reconocimiento. Se conoció como el artículo B²FH o BBFH, por las iniciales de sus autores. Los artículos anteriores cayeron en la oscuridad durante décadas después de que el más famoso artículo B²FH no atribuyera la descripción original de Hoyle de la nucleosíntesis en estrellas masivas. Donald D. Clayton también ha atribuido la oscuridad al artículo de Hoyle de 1954 que describe su ecuación clave solo en palabras, ya la falta de revisión cuidadosa por parte de Hoyle del borrador de B²FH por parte de coautores que no habían estudiado adecuadamente el artículo de Hoyle. Durante sus discusiones de 1955 en Cambridge con sus coautores en la preparación del primer borrador de B²FH en 1956 en Pasadena, la modestia de Hoyle le había impedido enfatizarles los grandes logros de su teoría de 1954.

Trece años después del artículo de B²FH, WD Arnett y sus colegas demostraron que la quema final en la onda de choque pasante lanzada por el colapso del núcleo podría sintetizar isótopos que no son partículas alfa de manera más efectiva que la quema hidrostática, lo que sugiere que la nucleosíntesis explosiva es un componente esencial. de nucleosíntesis de supernova. Una onda de choque rebotada por la materia que colapsa sobre el núcleo denso, si es lo suficientemente fuerte como para conducir a la expulsión de masa del manto de supernovas, sería necesariamente lo suficientemente fuerte como para proporcionar el calentamiento repentino de las capas de estrellas masivas necesarias para la combustión termonuclear explosiva dentro del manto. . Comprender cómo esa onda de choque puede alcanzar el manto frente a la caída continua en el choque se convirtió en la dificultad teórica. Las observaciones de supernovas aseguraron que debía ocurrir.

Las enanas blancas se propusieron como posibles progenitoras de ciertas supernovas a fines de la década de 1960, aunque no se desarrolló una buena comprensión del mecanismo y la nucleosíntesis involucrados hasta la década de 1980. Esto mostró que las supernovas de tipo Ia expulsaban cantidades muy grandes de níquel radiactivo y cantidades menores de otros elementos del pico de hierro, con el níquel decayendo rápidamente a cobalto y luego a hierro.

Era de los modelos informáticos

Los artículos de Hoyle (1946) y Hoyle (1954) y de B²FH (1957) fueron escritos por esos científicos antes del advenimiento de la era de las computadoras. Se basaron en cálculos manuales, pensamiento profundo, intuición física y familiaridad con los detalles de la física nuclear. Por brillantes que fueran estos artículos fundacionales, pronto surgió una desconexión cultural con una generación más joven de científicos que comenzaron a construir programas de computadora que eventualmente producirían respuestas numéricas para la evolución avanzada de las estrellas y la nucleosíntesis dentro de ellas.

Porque

Una supernova es una explosión violenta de una estrella que ocurre bajo dos escenarios principales. La primera es que una estrella enana blanca , que es el remanente de una estrella de baja masa que ha agotado su combustible nuclear, sufre una explosión termonuclear después de que su masa aumenta más allá de su límite de Chandrasekhar al acrecentar la masa de combustible nuclear de una compañera más difusa. estrella (generalmente una gigante roja ) con la que se encuentra en órbita binaria. La nucleosíntesis descontrolada resultante destruye completamente la estrella y expulsa su masa al espacio. El segundo escenario, y aproximadamente tres veces más común, ocurre cuando una estrella masiva (de 12 a 35 veces más masiva que el sol), generalmente una supergigante en el momento crítico, alcanza el níquel-56 en sus procesos de fusión nuclear (o combustión) del núcleo . Sin la energía exotérmica de la fusión, el núcleo de la estrella masiva anterior a la supernova pierde el calor necesario para soportar la presión y colapsa debido a la fuerte atracción gravitacional. La transferencia de energía del colapso del núcleo provoca la visualización de la supernova.

El isótopo níquel-56 tiene una de las mayores energías de unión por nucleón de todos los isótopos y, por lo tanto, es el último isótopo cuya síntesis durante la combustión del núcleo de silicio libera energía por fusión nuclear , de forma exotérmica . La energía de enlace por nucleón disminuye para pesos atómicos más pesados ​​que A = 56, poniendo fin a la historia de la fusión de suministrar energía térmica a la estrella. La energía térmica liberada cuando el manto de supernova que cae golpea el núcleo semisólido es muy grande, alrededor de 10 53 ergios, unas cien veces la energía liberada por la supernova como energía cinética de su masa expulsada. Se han publicado docenas de artículos de investigación en el intento de describir la hidrodinámica de cómo ese pequeño uno por ciento de la energía que cae se transmite al manto suprayacente frente a una caída continua en el núcleo. Esa incertidumbre permanece en la descripción completa de las supernovas de colapso del núcleo.

Las reacciones de fusión nuclear que producen elementos más pesados ​​que el hierro absorben energía nuclear y se dice que son reacciones endotérmicas . Cuando dominan tales reacciones, la temperatura interna que soporta las capas externas de la estrella desciende. Debido a que la envoltura exterior ya no está suficientemente soportada por la presión de la radiación, la gravedad de la estrella empuja su manto rápidamente hacia adentro. A medida que la estrella colapsa, este manto choca violentamente con el creciente núcleo estelar incompresible, que tiene una densidad casi tan grande como un núcleo atómico, produciendo una onda de choque que rebota hacia afuera a través del material no fusionado de la capa exterior. El aumento de temperatura por el paso de esa onda de choque es suficiente para inducir la fusión en ese material, a menudo llamada nucleosíntesis explosiva . La energía depositada por la onda de choque de alguna manera conduce a la explosión de la estrella, dispersando la materia fusionada en el manto sobre el núcleo hacia el espacio interestelar .

Quema de silicio

Una vez que una estrella completa el proceso de combustión de oxígeno , su núcleo está compuesto principalmente de silicio y azufre. Si tiene una masa suficientemente alta, se contrae aún más hasta que su núcleo alcanza temperaturas en el rango de 2.7 a 3.5 mil millones de K (230–300  keV ). A estas temperaturas, el silicio y otros isótopos sufren fotoeyección de nucleones por fotones térmicos energéticos ( γ ) que eyectan especialmente partículas alfa ( 4 He). El proceso nuclear de combustión del silicio se diferencia de las etapas de fusión anteriores de la nucleosíntesis en que implica un equilibrio entre las capturas de partículas alfa y su fotoeyección inversa que establece abundancias de todos los elementos de partículas alfa en la siguiente secuencia en la que cada captura de partículas alfa mostrada es opuesta por su reacción inversa, a saber, la foto eyección de una partícula alfa por los abundantes fotones térmicos:

28 Si + 4 él 32 S + γ
32 S + 4 él 36 Ar + γ
36 Ar + 4 él 40 Ca + γ
40 Ca + 4 él 44 Ti + γ
44 Ti + 4 él 48 Cr + γ
48 Cr + 4 él 52 Fe + γ
52 Fe + 4 él 56 Ni + γ
56 Ni + 4 él 60 Zn + γ

Los núcleos de partículas alfa 44 Ti y los más masivos en las cinco reacciones finales enumeradas son todos radiactivos, pero se desintegran después de su eyección en explosiones de supernovas en abundantes isótopos de Ca, Ti, Cr, Fe y Ni. Esta radiactividad posterior a la supernova se volvió de gran importancia para el surgimiento de la astronomía de líneas de rayos gamma.

En estas circunstancias físicas de reacciones opuestas rápidas, a saber, captura de partículas alfa y fotoeyección de partículas alfa, las abundancias no están determinadas por secciones transversales de captura de partículas alfa; más bien están determinadas por los valores que deben asumir las abundancias para equilibrar las velocidades de las corrientes rápidas de reacción opuesta. Cada abundancia adquiere un valor estacionario que logra ese equilibrio. Esta imagen se llama cuasiequilibrio nuclear . Muchos cálculos de computadora, por ejemplo, usando las velocidades numéricas de cada reacción y de sus reacciones inversas han demostrado que el cuasiequilibrio no es exacto pero caracteriza bien las abundancias calculadas. Así, la imagen del cuasiequilibrio presenta una imagen comprensible de lo que realmente sucede. También llena una incertidumbre en la teoría de Hoyle de 1954. La acumulación de cuasiequilibrio se apaga después de 56 Ni porque las capturas de partículas alfa se vuelven más lentas, mientras que las fotoeyecciones de núcleos más pesados ​​se vuelven más rápidas. Los núcleos que no son de partículas alfa también participan, utilizando una serie de reacciones similares a

36 Ar + neutrón ⇌ 37 Ar + fotón

y su inverso, que establece las abundancias estacionarias de los isótopos que no son partículas alfa, donde las densidades libres de protones y neutrones también están establecidas por el cuasiequilibrio. Sin embargo, la abundancia de neutrones libres también es proporcional al exceso de neutrones sobre protones en la composición de la estrella masiva; por lo tanto, la abundancia de 37 Ar, usándolo como ejemplo, es mayor en eyección de estrellas masivas recientes que en las de estrellas tempranas de sólo H y He; por lo tanto, el 37 Cl, en el que el 37 Ar se desintegra después de la nucleosíntesis, se denomina "isótopo secundario".

En aras de la brevedad, la siguiente etapa, un intrincado reordenamiento de fotodesintegración y el cuasiequilibrio nuclear que logra, se denominan combustión de silicio . El silicio que arde en la estrella progresa a través de una secuencia temporal de tales cuasiequilibrios nucleares en los que la abundancia de 28 Si disminuye lentamente y la de 56 Ni aumenta lentamente. Esto equivale a un cambio de abundancia nuclear 2  28 Si ≫ 56 Ni, que puede considerarse como silicio que se quema en níquel (“quema” en el sentido nuclear). Toda la secuencia de combustión de silicio dura aproximadamente un día en el núcleo de una estrella masiva en contracción y se detiene después de que el 56 Ni se haya convertido en la abundancia dominante. La combustión explosiva final causada cuando el choque de supernova pasa a través de la capa de silicio dura solo unos segundos, pero su aumento de aproximadamente 50% en la temperatura provoca una combustión nuclear furiosa, que se convierte en el principal contribuyente a la nucleosíntesis en el rango de masa de 28 a 60  AMU .

Después de la etapa final de 56 Ni, la estrella ya no puede liberar energía a través de la fusión nuclear, porque un núcleo con 56 nucleones tiene la masa más baja por nucleón de todos los elementos de la secuencia. El siguiente paso en la cadena de partículas alfa sería 60 Zn. Sin embargo, el 60 Zn tiene un poco más de masa por nucleón que el 56 Ni y, por lo tanto, requeriría una pérdida de energía termodinámica en lugar de una ganancia, como sucedió en todas las etapas anteriores de la combustión nuclear.

56 Ni (que tiene 28 protones) tiene una vida media de 6,02 días y se desintegra a través de β +  decaimiento a 56 Co (27 protones), que a su vez tiene una vida media de 77,3 días, ya que decae a 56 Fe (26 protones ). Sin embargo, solo están disponibles unos minutos para que el 56 Ni decaiga dentro del núcleo de una estrella masiva.

Esto establece que el 56 Ni es el más abundante de los núcleos radiactivos creados de esta manera. Su radiactividad energiza la curva de luz de la supernova tardía y crea la oportunidad pionera para la astronomía de líneas de rayos gamma. Consulte la curva de luz de SN 1987A para conocer las secuelas de esa oportunidad.

Clayton y Meyer han generalizado recientemente este proceso aún más mediante lo que han llamado la máquina de supernova secundaria , atribuyendo la radiactividad creciente que energiza las pantallas de supernovas tardías al almacenamiento de energía de Coulomb en aumento dentro de los núcleos de cuasiequilibrio mencionados anteriormente como el cambio de cuasiequilibrio de principalmente 28 Si principalmente a 56 Ni. Las pantallas visibles están impulsadas por la desintegración de ese exceso de energía de Coulomb.

Durante esta fase de la contracción del núcleo, la energía potencial de la compresión gravitacional calienta el interior a aproximadamente tres mil millones de kelvin, lo que mantiene brevemente la presión de soporte y se opone a la contracción rápida del núcleo. Sin embargo, dado que no se puede generar energía térmica adicional a través de nuevas reacciones de fusión, la contracción final sin oposición se acelera rápidamente hacia un colapso que dura solo unos segundos. En ese punto, la parte central de la estrella se tritura en una estrella de neutrones o, si la estrella es lo suficientemente masiva, en un agujero negro .

Las capas externas de la estrella son expulsadas en una explosión provocada por el impacto de la supernova que se mueve hacia afuera, conocida como supernova de Tipo II, cuyas exhibiciones duran de días a meses. La parte que escapa del núcleo de la supernova puede contener inicialmente una gran densidad de neutrones libres, que pueden sintetizar, en aproximadamente un segundo dentro de la estrella, aproximadamente la mitad de los elementos del universo que son más pesados ​​que el hierro a través de un mecanismo rápido de captura de neutrones. conocido como el r -process . Vea abajo.

Nuclidos sintetizados

Las estrellas con masas iniciales inferiores a unas ocho veces la del Sol nunca desarrollan un núcleo lo suficientemente grande como para colapsar y eventualmente pierden sus atmósferas para convertirse en enanas blancas, esferas estables de enfriamiento de carbono sostenidas por la presión de electrones degenerados . Por lo tanto, la nucleosíntesis dentro de esas estrellas más ligeras se limita a nucleidos que se fusionaron en material ubicado por encima de la enana blanca final. Esto limita sus rendimientos modestos volvieron a gas interestelar a carbono-13 y nitrógeno-14 , y para isótopos más pesados que el hierro por captura lenta de neutrones (la s -process ).

Sin embargo, una minoría significativa de enanas blancas explotará, ya sea porque están en una órbita binaria con una estrella compañera que pierde masa frente al campo gravitacional más fuerte de la enana blanca, o debido a una fusión con otra enana blanca. El resultado es una enana blanca que excede su límite de Chandrasekhar y explota como una supernova de tipo Ia , sintetizando aproximadamente una masa solar de isótopos radiactivos de 56 Ni, junto con cantidades más pequeñas de otros elementos del pico de hierro . La posterior desintegración radiactiva del níquel en hierro mantiene al Tipo Ia ópticamente muy brillante durante semanas y crea más de la mitad de todo el hierro del universo.

Sin embargo, prácticamente todo el resto de la nucleosíntesis estelar ocurre en estrellas que son lo suficientemente masivas como para terminar como supernovas del colapso del núcleo . En la estrella masiva anterior a la supernova, esto incluye la quema de helio, la quema de carbono, la quema de oxígeno y la quema de silicio. Es posible que gran parte de ese rendimiento nunca abandone la estrella, sino que desaparezca en su núcleo colapsado. El rendimiento que se expulsa se fusiona sustancialmente en la quema explosiva de último segundo causada por la onda de choque lanzada por el colapso del núcleo . Antes del colapso del núcleo, la fusión de elementos entre silicio y hierro ocurre solo en las estrellas más grandes, y luego en cantidades limitadas. Así, la nucleosíntesis de los abundantes elementos primarios definidos como aquellos que podrían sintetizarse en estrellas de inicialmente solo hidrógeno y helio (dejados por el Big Bang), se limita sustancialmente a la nucleosíntesis de supernova de colapso del núcleo.

El r -process

Una versión de la tabla periódica que indica el origen principal de los elementos que se encuentran en la Tierra. Todos los elementos más allá del plutonio (elemento 94) son artificiales.

Durante la nucleosíntesis de supernova, el proceso r crea isótopos pesados ​​muy ricos en neutrones, que se desintegran después del evento en el primer isótopo estable , creando así los isótopos estables ricos en neutrones de todos los elementos pesados. Este proceso de captura de neutrones ocurre en alta densidad de neutrones con condiciones de alta temperatura.

En el proceso r , cualquier núcleo pesado es bombardeado con un gran flujo de neutrones para formar núcleos ricos en neutrones altamente inestables que muy rápidamente experimentan desintegración beta para formar núcleos más estables con mayor número atómico y la misma masa atómica . La densidad de neutrones es extremadamente alta, alrededor de 10 22-24 neutrones por centímetro cúbico.

En primer cálculo de una evolución r -process, que muestra la evolución de los resultados calculados con el tiempo, también sugirió que el r abundancias -process son una superposición de diferentes neutrones fluencias . La fluencia pequeña produce el primer pico de abundancia del proceso r cerca del peso atómico A = 130 pero sin actínidos , mientras que la fluencia grande produce los actínidos uranio y torio pero ya no contiene el pico de abundancia A = 130 . Estos procesos ocurren en una fracción de segundo a unos pocos segundos, dependiendo de los detalles. Cientos de artículos posteriores publicados han utilizado este enfoque dependiente del tiempo. La única supernova moderna cercana, 1987A , no ha revelado enriquecimientos en el proceso r . El pensamiento moderno es que el rendimiento del proceso r puede ser expulsado de algunas supernovas pero absorbido en otras como parte de la estrella de neutrones residual o del agujero negro.

En 2017 se descubrieron datos astronómicos completamente nuevos sobre el proceso r cuando los observatorios de ondas gravitacionales LIGO y Virgo descubrieron una fusión de dos estrellas de neutrones que anteriormente habían estado orbitando entre sí. Eso puede suceder cuando ambas estrellas masivas en órbita entre sí se convierten en supernovas de colapso del núcleo, dejando restos de estrellas de neutrones. Todo el mundo podía "oír" la repetición del aumento de la frecuencia orbital a medida que la órbita se hacía más pequeña y rápida debido a la pérdida de energía por las ondas gravitacionales.

La localización en el cielo de la fuente de esas ondas gravitacionales irradiadas por ese colapso orbital y fusión de las dos estrellas de neutrones, creando un agujero negro, pero con una masa significativa de materia altamente neutronizada, permitió a varios equipos descubrir y estudiar el resto. contraparte óptica 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 ) y masas rojas más frías de núcleos de proceso r de mayor número de masa ( A > 140 ) rico en lantánidos (como uranio, torio, californio, etc.). Cuando se libera de la enorme presión interna de la estrella de neutrones, estas eyecciones neutralizadas se expanden 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 la nucleosíntesis del proceso r en la Vía Láctea puede haber sido principalmente eyección de fusiones de estrellas de neutrones en lugar de supernovas.

Ver también

Referencias

Otra lectura

enlaces externos