Donald Delbert Clayton (nacido el 18 de marzo de 1935) es un astrofísico estadounidense cuyo logro más visible fue la predicción de la teoría de la nucleosíntesis de que las supernovas son intensamente radiactivas. Eso le valió a Clayton la Medalla al Logro Científico Excepcional de la NASA (1992) por “astrofísica teórica relacionada con la formación de elementos (químicos) en las explosiones de estrellas y con los productos observables de estas explosiones”. A partir de entonces, las supernovas se convirtieron en los eventos estelares más importantes de la astronomía debido a su naturaleza profundamente radiactiva. Clayton no solo descubrió la nucleosíntesis radiactiva durante la combustión explosiva de silicio en las estrellas [1] [2] [3]pero también predijo un nuevo tipo de astronomía basado en él, a saber, la radiación de línea de rayos gamma asociada emitida por la materia expulsada de las supernovas. [4] Ese artículo fue seleccionado como uno de los cincuenta artículos más influyentes en astronomía durante el siglo XX [5] para el Centennial Volume de la American Astronomical Society. Reunió el apoyo de influyentes astrónomos y físicos para una nueva partida presupuestaria de la NASA para un satélite observatorio de rayos gamma, [6] logrando una financiación exitosa para el Observatorio de rayos gamma de Compton . Con su enfoque en el gas de supernova radiactivo, Clayton descubrió una nueva vía química que provoca que el polvo de carbono se condense allí mediante un proceso que es activado por la radiactividad. [7]
Donald D. Clayton | |
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Nació | |
Nacionalidad | americano |
alma mater | Instituto de Tecnología de California |
Carrera científica | |
Campos | Astrofísica |
Instituciones | Universidad de Rice |
Tesis | Estudios de ciertos procesos nucleares en estrellas (1962) |
Asesor de doctorado | William Alfred Fowler |
Las ideas fundamentales de Clayton para cinco subcampos originales de la astrofísica se detallan en la Sección 5 a continuación. Son: (1) nucleosíntesis , el ensamblaje dentro de las estrellas de los núcleos atómicos de los elementos químicos comunes por reacciones nucleares que ocurren en ellos; (2) detección astronómica de líneas de rayos gamma emitidas por átomos radiactivos creados y expulsados por supernovas; (3) modelos matemáticos del crecimiento en el tiempo de las abundancias interestelares de átomos radiactivos; (4) predicciones de la existencia de granos de polvo cósmico interestelar de estrellas individuales: trozos individuales de estrellas muertas hace mucho tiempo. Llamó a esos polvo de estrellas , cada uno de los cuales contiene átomos radiactivos identificables isotópicamente de las estrellas anfitrionas; (5) predicciones de la condensación de granos sólidos de carbono puro dentro de gases de supernovas radiactivos calientes dominados por oxígeno . Clayton lanzó estas ideas originales desde puestos de investigación en el Instituto de Tecnología de California, la Universidad Rice, la Universidad de Cambridge (Inglaterra), el Instituto Max-Plank de Física Nuclear (Alemania), la Universidad de Durham (Inglaterra) y la Universidad de Clemson durante una carrera académica internacional que abarca seis décadas. .
Clayton también es autor de cuatro libros para el público: (1) una novela, The Joshua Factor (1985), es una parábola del origen de la humanidad utilizando el misterio de los neutrinos solares; (2) una autobiografía científica, Catch a Falling Star ; [8] (3) una memoria de mitad de carrera The Dark Night Sky , [9] de interés cultural debido a la concepción de Clayton en 1970 como diseño para una película [8] : 245–249 con el cineasta italiano Roberto Rossellini [10] sobre el aumento de la conciencia durante una vida cosmológica (Ver Personal a continuación); (4) Handbook of Isotopes in the Cosmos (Cambridge Univ. Press, 2003), que describe en prosa el origen nuclear de cada isótopo de nuestros elementos naturales y pruebas importantes que apoyan cada origen nuclear. Clayton también ha publicado en la web (5) Archivo fotográfico para la historia de la astrofísica nuclear a partir de sus fotografías personales y sus leyendas investigadas que registran la historia fotográfica durante su investigación en astrofísica nuclear, [11] una contribución a la historia de la ciencia.
Honores nacionales
- Miembro de la Academia Estadounidense de Artes y Ciencias
- Medalla de logros científicos excepcionales de la NASA (1992) [12]
- Medalla Leonard de la Sociedad Meteorítica (1991) [13]
- Premio al Logro del Grupo de Servicio Público de la NASA para el equipo del espectrómetro de centelleo orientado en el Observatorio Compton de Rayos Gamma de la NASA (1992) [14]
- Medalla Jesse Beams de la Sociedad Estadounidense de Física (1998) [15]
- Premio del gobernador de Carolina del Sur a la excelencia en ciencia (1994) [16]
- Premio Alexander von Humboldt (1977 y 1982) patrocinado por Max Planck Institut für Kernphysik , Heidelberg [17]
- Autor de uno de los 50 artículos de investigación más influyentes del siglo XX seleccionado por la American Astronomical Society y autor del AAS Centennial Volume [18]
Clayton fue elegido miembro de Phi Beta Kappa durante su tercer año como estudiante en la Universidad Metodista del Sur . Recibió muchas becas de apoyo: becario predoctoral de la National Science Foundation (1956–58); Becario de la Fundación Alfred P. Sloan (1966-1968); Becario Fulbright (1979-1980); Miembro del St. Mary's College de la Universidad de Durham (1987); [19] Investigador invitado principal de SERC, The Open University , Milton Keynes , Reino Unido (1993). En 1993 Clayton fue nombrado alumno distinguido de la Universidad Metodista del Sur, [20] treinta y siete años después de su licenciatura allí.
Temprana edad y educación
Clayton nació el 18 de marzo de 1935 en un modesto dúplex alquilado en Walnut Street en Shenandoah, Iowa , mientras sus padres estaban temporalmente fuera de las granjas familiares cerca de Fontanelle en busca de trabajo durante la Gran Depresión . Clayton pasó gran parte de su infancia en esas granjas y se ha entusiasmado con su amor por la granja. [8] : 1–6 Clayton asistió a una escuela pública en Texas después de que el nuevo trabajo de su padre como copiloto de Braniff Airlines trasladara a la familia a Dallas en 1939. Sus padres compraron una casa en el ya famoso sistema escolar de Highland Park , lo que le proporcionó una excelente educación. Se graduó tercero en su clase de 1953 de 92 estudiantes [8] : 84 de Highland Park High School . Clayton se convirtió en el primero de todos sus parientes en Iowa en buscar una educación posterior a la secundaria, se matriculó en la Universidad Metodista del Sur y se destacó en física y matemáticas, graduándose summa cum laude en 1956.
A instancias de sus profesores de SMU, se postuló como estudiante de investigación en física al Instituto de Tecnología de California (Caltech), al que asistió con una beca predoctoral de la Fundación Nacional de Ciencias. En el curso de física nuclear de 1957 en Caltech, Clayton aprendió de William Alfred Fowler sobre una nueva teoría de que los elementos químicos habían sido ensamblados dentro de las estrellas por reacciones nucleares que ocurrían allí. Esa idea lo cautivó de por vida. [9] : 112-114 Clayton completó su Ph.D. Tesis de 1961 sobre el crecimiento de la abundancia de elementos pesados debido a la lenta captura de neutrones libres ( proceso s ) por elementos más abundantes y ligeros en las estrellas. Clayton y su esposa Mary Lou [21] desempeñaron un pequeño papel en la producción de las celebradas Conferencias de Física Feynman al convertir el audio grabado de las conferencias de Richard Feynman en prosa. Caltech le dio a Clayton la oportunidad de conocer y luego convertirse en un amigo de toda la vida de Fred Hoyle , cosmólogo británico y creador de la teoría de la nucleosíntesis en las estrellas. Hoyle ejerció una fuerte influencia de por vida en Clayton. Las colaboraciones publicadas de Clayton con Fowler (Premio Nobel de Física 1983) como estudiante de investigación de Fowler [22] (1957-1960) y posteriormente como investigador asociado postdoctoral de Fowler (1961-1963) iniciaron la carrera científica de Clayton.
Se estableció en Caltech como un nuevo trabajador en el campo de la nucleosíntesis en estrellas calculando los primeros modelos dependientes del tiempo tanto del proceso sy de las cadenas rápidas de captura de neutrones del proceso r de nucleosíntesis de elementos pesados y de la abundancia nuclear. cuasiequilibrio que establece las abundancias altamente radiactivas entre el silicio y el níquel durante la combustión del silicio en las estrellas. Llegó al campo temprano, cuando la nucleosíntesis era una frontera moderna y vibrante. Las citas se encuentran en la sección de Nucleosíntesis a continuación.
Historia academica
Una conexión histórica de la carrera académica de Clayton con el Programa Apolo de la NASA surgió a través del establecimiento por la Universidad de Rice de su Departamento de Ciencias Espaciales en 1963. Esta acción de la Universidad de Rice proporcionó el puesto académico asumido por Clayton en 1963. Clayton describió esta buena fortuna en su autobiografía. [8] : 159-163 Su investigación académica en cinco campos de la astrofísica defendidos por él se detalla en la sección 5 a continuación. Los puestos académicos fundamentales en Caltech, Rice University y Clemson University se vieron aumentados por la amplitud internacional: afiliaciones académicas de siete años en Cambridge (1967-1974) y más tarde en Heidelberg (1976-1982), [8] : 178 , así como por visitando puestos de verano en Cardiff Reino Unido (1976, 1977) [8] : 369 así como licencias sabáticas en Cambridge (1971), Heidelberg (1981) y la Universidad de Durham Reino Unido (1987). [8] : 439–442
Después de su beca de investigación postdoctoral de dos años (1961–63) en Caltech, Clayton recibió una cátedra asistente, uno de los cuatro miembros fundadores del cuerpo docente en el recientemente creado Departamento de Ciencias Espaciales de la Universidad de Rice (más tarde rebautizado como Física Espacial y Astronomía). Allí inició un curso para estudiantes de posgrado que explica las reacciones nucleares en las estrellas como el mecanismo para la creación de los átomos de nuestros elementos químicos. Su libro de texto pionero basado en ese curso ( Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis , McGraw-Hill 1968) obtuvo elogios continuos. En 2018, 50 años después de su primera publicación, todavía es de uso común [23] en la educación de posgrado en todo el mundo. En Rice, Clayton fue galardonado con la cátedra Andrew Hays Buchanan de Astrofísica en 1968 y ocupó esa cátedra durante veinte años hasta que respondió a la oportunidad de guiar un nuevo programa de astrofísica en la Universidad de Clemson en 1989. Durante la década de 1970 en la Universidad de Rice, Clayton dirigió el Ph. .D. tesis de muchos estudiantes de investigación que alcanzaron renombre, especialmente Stanford E. Woosley , William Michael Howard, HC Goldwire, Richard A. Ward, Michael J. Newman, Eliahu Dwek, Mark Leising y Kurt Liffman. Los estudiantes de tesis de último año en Rice University incluyeron a Bradley S. Meyer y Lucy Ziurys , quienes forjaron carreras distinguidas en los temas de esas tesis de alto nivel. Se pueden ver fotos históricas de varios estudiantes en el archivo fotográfico de Clayton para la historia de la astrofísica nuclear. [24] Clayton siguió la histórica misión Apolo 11 mientras estaba de vacaciones con su familia en Irlanda mientras viajaba a Cambridge Reino Unido para su tercer verano de investigación allí.
Cartas en el invierno de 1966 de WA Fowler invitaron inesperadamente a Clayton a regresar a Caltech para ser coautor de un libro sobre nucleosíntesis con Fowler y Fred Hoyle. En su autobiografía, Clayton cita estas cartas. [25] Aceptó esa oferta, pero el libro nunca se escribió porque mientras residía en Caltech Clayton fue invitado por Fred Hoyle a la Universidad de Cambridge (Reino Unido) en la primavera de 1967 para asesorar un programa de investigación en nucleosíntesis en el recién creado Instituto de Astronomía de Hoyle . La concesión a Clayton de una beca de la Fundación Alfred P. Sloan (1966-1968) facilitó permisos de ausencia de la Universidad de Rice para este propósito. Clayton ejerció ese liderazgo investigador en Cambridge durante 1967-72 al traer a sus estudiantes de investigación de la Universidad de Rice con él. Ese prolífico período terminó abruptamente con la inesperada renuncia de Hoyle de la Universidad de Cambridge en 1972. [26] Clayton fue durante estos años miembro visitante de Clare Hall . En la Universidad de Rice, WD Arnett, SE Woosley y WM Howard publicaron conjuntamente numerosos estudios innovadores con Clayton sobre el tema de la nucleosíntesis de supernovas explosivas . [27] [28] Durante sus años en Cambridge, Clayton propuso [4] [29] núcleos emisores de rayos gamma radiactivos como fuentes de nucleosíntesis para el campo de la astronomía de rayos gamma de transiciones de líneas desde núcleos radiactivos con coautores ( Stirling Colgate , Gerald J. Fishman y Joseph Silk ). La detección de estas líneas de rayos gamma dos décadas más tarde proporcionó la prueba decisiva de que el hierro se había sintetizado de forma explosiva en supernovas en forma de isótopos de níquel radiactivo en lugar del hierro mismo, que tanto Fowler como Hoyle habían defendido.
Durante (1977-1984) Clayton residió anualmente a tiempo parcial en el Instituto Max Planck de Física Nuclear en Heidelberg como galardonado con el Premio Humboldt , patrocinado por Till Kirsten. Las licencias académicas anuales de la Universidad de Rice facilitaron esto. Allí se unió a la Sociedad Meteorítica en busca de audiencia para su imagen teórica recientemente publicada [30] [31] [32] [33] [34] [35] de un nuevo tipo de astronomía isotópica basada en las abundancias relativas de los isótopos de la química elementos dentro de los granos de polvo interestelar. Esperaba que tales granos interestelares pudieran descubrirse dentro de los meteoritos ; [8] : 354-57, 387-95 y también avanzó una teoría relacionada que llamó memoria química cósmica [36] mediante la cual los efectos del polvo de estrellas se pueden medir en minerales meteoríticos incluso si el polvo de estrellas en sí ya no existe allí. Clayton designó el componente cristalino del polvo interestelar que se había condensado térmicamente de los gases estelares calientes y fríos con un nuevo nombre científico, polvo de estrellas . El polvo de estrellas se convirtió en un componente importante del polvo cósmico . Clayton ha descrito [8] : Cap. 14 la fuerte resistencia encontrada por los árbitros meteoríticos de sus primeros artículos en el avance de esta nueva teoría. No obstante, estableció ese programa de investigación en la Universidad de Rice, donde continuó guiando la investigación de estudiantes graduados sobre ese tema. Él y el estudiante Kurt Liffman calcularon una historia pionera de las tasas de supervivencia del polvo de estrellas refractario en el medio interestelar después de su expulsión de las estrellas; [37] [38] y con el estudiante Mark D. Leising calcularon un modelo de propagación de líneas de aniquilación de positrones dentro de explosiones de novas [39] y de la distribución angular de líneas de rayos gamma de 26 Al radiactivo en la galaxia. [40] Tras el descubrimiento en el laboratorio en 1987 de polvo de estrellas meteorítico con marcadores isotópicos inequívocos de estrellas, Clayton recibió la Medalla Leonard de 1991 , el más alto honor de la Sociedad Meteorítica. Sintiéndose reivindicado, [41] Clayton se regocijó en la naturaleza "la raza humana tiene muestras sólidas de supernovas en sus manos y las estudia en laboratorios terrestres". [42]
En 1989 Clayton aceptó una cátedra en la Universidad de Clemson para desarrollar allí un programa de investigación de posgrado en astrofísica. [8] : Cap. 18 Comenzó este segmento académico (1989-presente) contratando a tres talentosos astrofísicos jóvenes [43] para revitalizar la investigación conjunta con el Observatorio de Rayos Gamma de Compton (lanzado en 1991 después de varios retrasos). Sus cuatro instrumentos detectaron con éxito líneas de rayos gamma que identificaron varios de los núcleos radiactivos que Clayton había predicho que estaban presentes en los remanentes de supernovas. Clayton había sido designado diez años antes Co-Investigador en la propuesta de la NASA presentada por James Kurfess para el Experimento del Espectrómetro de Centelleo Orientado OSSE , uno de los cuatro instrumentos exitosos puestos en órbita por el Transbordador Espacial Atlantis , y llevó ese contrato de investigación a Clemson. Simultáneamente, Clayton desarrolló en Clemson su investigación sobre el polvo de estrellas, presentando talleres anuales para sus investigadores. [44] El taller inicial patrocinado por la NASA en Clemson en 1990 fue tan animado que se repitió al año siguiente junto con el copatrocinio de la Universidad de Washington (St. Louis) y, en años posteriores, copatrocinado también por la Universidad de Chicago y la Institución Carnegie. de Washington . Estos talleres presentaron la emoción de los nuevos descubrimientos isotópicos y también ayudaron a los participantes a enfocar sus ideas para la presentación de resúmenes a la Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria de la NASA. De lo contrario, las discusiones del taller de los participantes no se compartieron ni se publicitaron.
Finalmente, un nuevo objetivo único se convirtió en reunir a partir de su gran colección personal de fotografías un archivo basado en la web para la historia de la astrofísica nuclear [45] y donar las fotografías originales [46] al Centro de Historia de la Física, un ala de el Instituto Americano de Física . Los impulsos de la carrera de Clayton en la Universidad de Clemson están bien representados en ese archivo fotográfico por fotos entre 1990 y 2014. Tras su retiro de las tareas académicas en 2007, Clayton se mantuvo bastante activo en los problemas de investigación relacionados con la condensación de polvo dentro de supernovas [47] y también publicó una autobiografía científica, Catch a Falling Star . Los trabajos de investigación arbitrados publicados por Clayton antes de 2011 se enumeran en http://claytonstarcatcher.com/files/documents/JournalPub.pdf
Personal
Clayton se casó tres veces: en 1954 en Dallas [48] con Mary Lou Keesee (fallecida en 1981, Houston) mientras eran estudiantes en SMU; [8] : 98-100 en 1972 en St. Blasien, Alemania, a una joven alemana, Annette Hildebrand (divorciada en 1981, Houston); [8] : 300–301 en 1983 en la Capilla de la Universidad Rice, finalmente a la ex Nancy Eileen McBride [8] : 412–413 que se formó en arte y arquitectura y hoy es artista. [49]
El ascenso de Clayton a profesor titular en la Rice University fue rápido (1963-1969). En 1989 renunció a aceptar una oferta de la Universidad de Clemson en Carolina del Sur para orientar el establecimiento de un programa de investigación en astrofísica. La Universidad de Clemson había lanzado un esfuerzo para pasar a las 20 mejores universidades públicas, y la contratación de Clayton era parte de ese plan. Vive con Nancy en la histórica Casa GW Gignilliat (1898) en Seneca, Carolina del Sur (población 8.000), a siete millas de la ciudad de Clemson . En conjunto tienen un hijo que creció en esa casa, Andrew, nacido en 1987 en Houston . Los tres hijos anteriores de Clayton surgieron de sus matrimonios anteriores. Un hijo (Donald Douglas Clayton n. 1960, Pasadena CA) vive en Houston y una hija (Alia Clayton Fisher, n. 1977, Houston) vive con su esposo y cuatro hijos en Longmont, Colorado . Otro hijo, Devon Clayton (n. 1961 Pasadena), murió en 1996 en Seneca SC. Clayton tiene un hermano (muerto en 1980) y dos hermanas que viven en Texas , dos de las cuales también nacieron en Iowa . La madre y el padre de Clayton habían nacido en granjas familiares en Fontanelle IA de padres [8] : 6–9 que habían vivido toda su vida en granjas de Fontanelle. Sus propios padres habían inmigrado a Iowa cerca de 1850 desde Inglaterra y Alemania. Dos de los bisabuelos de Clayton (Kembery y Clayton) lucharon en la Guerra Civil (Norte). Robert M. Clayton luchó en el Ejército de Sherman en la batalla de Atlanta. [50]
Mientras estaba en la Universidad de Rice, Clayton fue presentado por el mecenas de las artes Dominique de Menil al cineasta italiano Roberto Rossellini , y juntos concibieron una película sobre las realizaciones cada vez más profundas de un científico durante una vida cosmológica, una secuencia de experiencias que Clayton propuso [8] : 245 –249 para cubrir ese proyecto. En el verano de 1970, Clayton pasó dos semanas en Roma trabajando diariamente con Rossellini [10] [51] en ese esfuerzo, que fracasó debido a un apoyo financiero insuficiente o un plan teatral insuficiente. [52] Las primeras memorias publicadas por Clayton The Dark Night Sky: una aventura personal en cosmología [53] expuso su plan para esa película.
Citas de investigación seminal
Las innovaciones de investigación de Clayton en astrofísica y ciencia planetaria se encuentran en cinco disciplinas que se han presentado en gran parte anteriormente; pero las cinco secciones aquí brindan más detalles y citas más completas de su trabajo para los lectores que deseen más información. La propia historia de Clayton de cada tema, como se describe en su autobiografía, Atrapa una estrella fugaz , [54] se da al final de cada sección. Las referencias son a los notables artículos publicados de Clayton. El estilo independiente de Clayton produjo 120 artículos de investigación inusuales de un solo autor, un número relativamente grande para los astrofísicos.
Origen de la física nuclear de los elementos químicos ( Nucleosíntesis )
Formado en Caltech como físico nuclear por Wm. A. Fowler, Clayton estaba bien posicionado para considerar las interacciones de núcleos pesados con neutrones. Fowler creía que estos gobernaban la nucleosíntesis de núcleos más pesados que el hierro. Clayton estableció esa teoría mediante cálculos de las abundancias isotópicas de elementos más pesados producidos por la irradiación de neutrones de hierro en las estrellas tanto para el proceso S de captura lenta de neutrones como para el proceso R de captura rápida de neutrones de la nucleosíntesis estelar de elementos pesados (procesos definidos por primera vez por B 2 FH [55] ). Los dos artículos de Clayton en 1961 y 1965 sobre esos temas demostraron que las abundancias del sistema solar no habían sido creadas por una sola irradiación de neutrones, sino como superposiciones de patrones de abundancia establecidos en estrellas presolares por diferentes irradiaciones de neutrones. [56] [57] Sus cálculos de 1961 de los patrones de abundancia del proceso-s, logrados mediante análisis matemático en lugar de computación digital aún no madura, establecieron a Clayton como un teórico de la nucleosíntesis. También proporcionaron un modelo estándar para los patrones de abundancia del proceso. Clayton publicó artículos posteriores sobre las propiedades matemáticas de ese modelo estándar, cada uno con el título S-Process Studies , seguido de un subtítulo específico. [58] [59] [60] [61] [62] que guiaron cuatro décadas de progreso en las abundancias del proceso s y en las características derivadas de las abundancias del proceso r. En 1967, Clayton se centró en el origen de las supernovas de la abundancia de elementos que se pueden crear en las estrellas a partir del hidrógeno y el helio únicamente. Son muy abundantes los denominados núcleos de nucleosíntesis primarios que tienen pesos atómicos entre silicio y níquel (A = 28-62). Para comprender sus abundancias alternas dramáticas, probó una nueva idea conceptual que denominó cuasiequilibrio nuclear durante la quema de silicio [1]. El concepto de cuasiequilibrio sí explicó el número observado de isótopos en el rango de masa A = 28-62, que previamente no se había resuelto. [63] El cuasiequilibrio nuclear fue en ese momento el mayor avance en la teoría de la nucleosíntesis primaria en supernovas desde el artículo de Hoyle de 1954, cuyo enfoque validó. De extrema importancia fue su demostración de que la quema de silicio de supernova debería volverse profundamente radiactiva porque el rápido cuasiequilibrio entre pesos atómicos A = 44-62 es abrumadoramente de núcleos radiactivos. [64] [2] La descripción reciente de Clayton en 2016 en términos de una máquina de supernova secundaria de este importante proceso con BS Meyer [65] aclaró que la intensa radiactividad resultó de ondas de choque de supernova que forzaron el exceso de energía de Coulomb a esos núcleos.
La radiactividad abundante se considera ampliamente como el descubrimiento más importante de Clayton para la astronomía porque controla la luminosidad tardía de las supernovas. El cuasiequilibrio exigía que incluso el pico de abundancia en forma de montaña en el hierro se sintetizara como padres radiactivos de níquel 56 Ni y 57 Ni en las explosiones de supernovas en lugar de como hierro directamente [4] [28] [66] como mantenían Hoyle y Fowler. Este descubrimiento encendió el enfoque prolongado y productivo de Clayton con isótopos radiactivos expulsados de las supernovas, lo que llevó a sus predicciones tanto de la astronomía en línea de rayos gamma [4] [67] [68] como de los granos de supernovas radiactivos condensados a partir de gases calientes de supernovas [30] [31 ] [35] La confirmación experimental dos décadas después de ambas predicciones estimuló esos nuevos campos de la astronomía y trajo a Clayton altos honores. En la Universidad de Rice, un prolífico 1970-1974 con sus colegas W. David Arnett, Stanford E. Woosley y W. Michael Howard exploraron otras nucleosíntesis explosivas causadas por la onda de choque de supernova radialmente saliente. [27] [69] [28] El liderazgo de la nucleosíntesis parece haberse trasladado en 1975 a la Universidad de Rice.
Durante 1967-72 Clayton residió medio tiempo en Cambridge Reino Unido por invitación de Hoyle [8] : 210 para importar y asesorar la investigación de nucleosíntesis en el recién construido Instituto de Astronomía Teórica de Hoyle. Clayton hizo esto trayendo a sus estudiantes graduados de Rice a Cambridge. Después de la abrupta renuncia de Hoyle a Cambridge en 1972, Hoyle realizó tres visitas de investigación a Clayton en la Universidad Rice. [70] [71] Después de la mudanza de Clayton a la Universidad de Clemson en 1989, su investigación con Bradley S. Meyer mostró cómo el singularmente desconcertante isótopo de calcio 48 Ca se había vuelto tan abundante en la Galaxia [72] [28] debido a una forma relativamente rara de supernovas de tipo Ia en las que se produce la nucleosíntesis de cuasiiequilibrio enriquecida con neutrones apropiada. Posteriormente explicaron por qué los isótopos menores de 95 Mo y 97 Mo del elemento molibdeno se habían vuelto dominantes en las supernovas polvo de estrellas [73], lo que explica un acertijo experimental en las abundancias isotópicas de polvo de estrellas.
Clayton comenzó en 2000 una enérgica descripción en prosa de la nucleosíntesis isotópica [74] con el fin de aumentar su accesibilidad tanto para los legos como para los científicos que realizan análisis isotópicos de polvo de estrellas. Sintiéndose cada vez más decepcionado al mismo tiempo que la teoría de Hoyle de la nucleosíntesis primaria en estrellas masivas se pasaba por alto y se olvidaba después de que cayera en desacuerdo con la ciencia por sus puntos de vista sobre la biología interestelar, Clayton publicó dos artículos históricos que restablecían la conciencia comunitaria del logro pionero de Hoyle. [75] [76] Ver los capítulos 7, 9 y 18 de la vida de Clayton en Atrapa una estrella fugaz .
Astronomía de líneas de rayos gamma de núcleos radiactivos en supernovas
La predicción de Clayton, Colgate y Fishman de 1969 que motivó la búsqueda de la astronomía de líneas de rayos gamma [4] como una prueba empírica de la nucleosíntesis de supernovas fue reconocida en el Volumen Centenario de la Sociedad Astronómica Estadounidense [18] como uno de los 50 artículos de astrofísica más influyentes del siglo XX. siglo. El descubrimiento observacional de esos rayos gamma confirmaría más tarde la teoría de la nucleosíntesis explosiva y cimentaría la comprensión de la humanidad de la naturaleza profundamente radiactiva de las supernovas. Es la innovación por la que Clayton es más conocido. Su investigación financiada por la NASA en la Universidad de Rice durante la década de 1970 buscó perspectivas nucleares adicionales [77] para esa astronomía espectroscópica de alta energía, que se basa en las energías reconocibles de los rayos gamma emitidos por núcleos radiactivos individuales que habían sido recientemente expulsados de supernovas. Hoy ha florecido con muchos resultados de observación después de convertirse rápidamente en un objetivo para futuras misiones de astronomía espacial, especialmente en un momento en que el Observatorio de Rayos Gamma Compton fue propuesto a la NASA en 1977 (lanzado por el Transbordador Espacial Atlantis en 1991). De repente surgieron esperanzas de una fuente detectable cuando en 1987 los astrónomos ópticos descubrieron una supernova cercana llamada SN1987A en la Gran Nube de Magallanes . Clayton describió esas esperanzas de su año sabático de 1987 en la Universidad de Durham, Reino Unido, como una creciente emoción generada por la emisión de rayos X observada desde su superficie de supernova. [78] Su investigación con LS La comprensión aumentada de esos rayos X duros y su derivación de los rayos gamma de radiactividad que impregnan los interiores de las supernovas. [79] Supernova 1987 Una emisión de líneas de rayos gamma produjo emocionantes primeras detecciones de esas líneas de rayos gamma de 56 Co [80] y 57 Co [81] (por OSSE con Clayton un coautor) estableciendo así este campo de la astronomía. CGRO , la misión del telescopio espacial de rayos gamma que detectó varias líneas de rayos gamma predichas, fue la segunda misión del programa Grandes Observatorios de la NASA.
En 1977, en la Universidad de Rice, Clayton había sido nombrado Co-Investigador de la propuesta aprobada por la NASA para el espectrómetro OSSE en CGRO, y en 1982 resumió las expectativas físicas para varios núcleos jóvenes emisores de líneas de rayos gamma. [77] La clave de la intensa radiactividad de las supernovas había sido el descubrimiento de Clayton en 1967 de que la combustión rápida de silicio estaba dominada por abundantes núcleos de partículas alfa radiactivas (los que tienen el mismo número de protones y neutrones [1] [82] [28] [65 ] ). Clayton ha dicho en broma que las explosiones de SN son "los accidentes nucleares más grandes de todos los tiempos". ¡La supernova 1987A expulsó 20.000 veces la masa de la Tierra [83] como núcleos radiactivos puros de 56 Ni ! Se demostró que el hierro abundante de nuestro mundo es hijo del níquel radiactivo, [84] el más importante de los núcleos radiactivos. Los estudios modernos de las supernovas están dominados por su naturaleza intensamente radiactiva. Los datos del espacio-tiempo para la cosmología se basan en la radiactividad de 56 Ni que proporciona la energía para el brillo óptico de las supernovas de Tipo Ia, que son las "velas estándar" de la cosmología, pero cuyos rayos gamma de diagnóstico 847keV y 1238keV se detectaron por primera vez en 2014, [85] completamente 47 años después de la predicción de Clayton de su emisión por supernovas. El trabajo de Clayton le valió el Premio al Logro Científico Excepcional de la NASA en 1992 y en el mismo año el Premio al Logro del Grupo de Servicio Público de la NASA por el Espectrómetro OSSE en CGRO . Tanto el instrumento OSSE como el instrumento Comptel confirmaron las predicciones. [86] [87] [88] [89] Clayton había intentado previamente establecer la astronomía de línea de rayos gamma a partir de núcleos radiactivos de proceso r ; [90] pero los núcleos del proceso r son mucho menos abundantes en las supernovas que los núcleos fusionados durante la combustión del silicio. Así que fue este último el que se convirtió en la fuente demostrada de núcleos radiactivos. Los capítulos 8, 11, 17 y 18 de Catch a Falling Star , cuyo título Clayton ha dicho que eligió como una alusión al colapso del núcleo gravitacional que desencadena estas supernovas.
Astronomía de Stardust
Clayton introdujo la idea de que la abundancia relativa de los isótopos en diminutos granos de polvo sólido que se condensan dentro del gas caliente dejando estrellas individuales sería observable en tales granos de polvo individuales. Esos granos revelan la composición isotópica de sus estrellas madre. Llamó a estos sólidos polvo de estrellas , [35] postulando así un nuevo componente del polvo cósmico interestelar . Stardust hereda sus composiciones isotópicas inusuales de la composición nuclear evolucionada de la estrella madre dentro de la cual se condensó ese grano. Los pasos iniciales de Clayton [30] [31] se centraron en grandes excesos isotópicos en los granos de polvo de supernova debido a la desintegración de abundantes núcleos radiactivos de corta duración que se crearon en la explosión nuclear y luego se condensaron en unos pocos meses en la eyección de enfriamiento; pero se generalizó a todos los tipos de pérdida de masa estelar en 1978. [35] [91] [32] [61] [33] [34] Se predijo que estas proporciones de abundancia isotópica diferirían de las proporciones comunes del sistema solar más que cualquier otra que alguna vez había sido observado; pero Clayton enfatizó su probabilidad en el polvo de estrellas . Describió el polvo de estrellas como un componente omnipresente dentro del polvo interestelar, una salpicadura del medio interestelar. Estos artículos inicialmente encontraron tal incredulidad en el campo de la cosmoquímica que la mayoría fueron rechazados primero y publicados solo después; [92] No obstante, Robert Walker y Ernst Zinner de la Universidad de Washington emprendieron un desarrollo instrumental que demostraría ser capaz de medir las proporciones de isótopos en sólidos tan diminutos. [93] Se requirieron casi dos décadas de búsqueda experimental antes de que los granos de polvo de estrellas intactos, (también llamados granos presolares por algunos meteorólogos), se aislaran con éxito del vasto resto de partículas de polvo presolar normales. [93] Se extrajeron con éxito pequeños granos de polvo de estrellas de meteoritos y se contaron sus isótopos mediante una técnica de laboratorio de precisión de espectrometría de masas de iones secundarios (SIMS). Esos dramáticos descubrimientos experimentales en la década de 1990, dirigidos principalmente por Ernst Zinner (muerto en 2015) [94] y sus colegas en la Universidad de Washington (St. Louis), [95] confirmaron la asombrosa realidad de este nuevo tipo de astronomía; a saber, las partículas sólidas de polvo interestelar que se condensaron dentro de los gases estelares mucho antes de que se creara la Tierra se estudian hoy en los laboratorios terrestres. Estas pequeñas piedras son, literalmente, piezas sólidas de estrellas muertas hace mucho tiempo. Esta fue una idea revolucionaria, que dotó de entusiasmo a esa búsqueda experimental. Los experimentos de descubrimiento disiparon el escepticismo en torno a las predicciones de Clayton, lo que hizo que le concedieran [13] la Medalla Leonard de la Sociedad Meteorítica de 1991 . Los principales temas modernos de esta ciencia astronómica de estado sólido han sido resumidos en 2004 por Clayton & Nittler. [96] Para debatir los significados de los nuevos descubrimientos frecuentes que Clayton inició en 1990 en la Universidad de Clemson, una serie anual de talleres copatrocinados por la NASA y planificados conjuntamente [97] con Ernst Zinner y sus colegas en la Universidad de Washington (St. Louis). [98] Estos talleres han continuado anualmente durante 27 años. Clayton continuó con nuevas interpretaciones del polvo de estrellas durante tres décadas después de sus ideas fundacionales. [99] [100] [101] [102] [103] Notable fue su interpretación de las desconcertantes proporciones de isótopos de silicio encontradas en las estrellas ramificadas gigantes asintóticas presolares , que demostrablemente eran las estrellas donantes de los granos de polvo de estrellas de carburo de silicio presolares principales que salpicado de la nube de nacimiento solar interestelar. Los interpretó como surgidos de estrellas nacidas en una fusión galáctica del gas interestelar de la Vía Láctea con el gas interestelar de una galaxia satélite capturada más pequeña que posee una menor proporción de abundancia isotópica gaseosa para 30 Si 28 Si [104] debido a su menor grado de abundancia galáctica. evolución. [105] Esa imagen afirmó audazmente que la fusión de una pequeña galaxia satélite con la Vía Láctea (un evento a escala galáctica) se puede ver dentro de granos interestelares microscópicos de arena. Capítulos 14 y 15 y páginas 504–508 en Atrapa una estrella fugaz
Evolución de la abundancia galáctica de núcleos radiactivos
Clayton creó herramientas matemáticas para calcular las abundancias interestelares de núcleos radiactivos en la Galaxia. En 1964 descubrió un nuevo método para medir la edad de los núcleos interestelares basado en las abundancias observadas más grandes de lo esperado de hijas estables de núcleos radiactivos. [106] Las desintegraciones de renio-187 a osmio-187 y de uranio y torio a tres isótopos diferentes de plomo (Pb) definieron las cronologías cosmoradiogénicas . Sin embargo, la fusión de su método cosmoradiogénico con un método anterior basado únicamente en la abundancia de uranio y torio [107] todavía no arrojaba una edad galáctica consistente. Clayton escribió [108] que la discordia surgió de tratamientos inadecuados tanto de la historia de la formación de estrellas en la Galaxia como de la tasa de caída de gas prístino libre de metales en la joven Vía Láctea, agravada por una técnica prevaleciente pero errónea para el cálculo de las abundancias radiactivas dentro del gas interestelar. Con el razonamiento de que el gas interestelar contiene concentraciones más altas de núcleos radiactivos de vida más corta que las estrellas, Clayton inventó en 1985 nuevas soluciones matemáticas para las ecuaciones diferenciales simplificadas de la evolución de la abundancia galáctica que por primera vez hicieron comprensibles estas relaciones, [109] [108 ] [105] poniendo fin a décadas de razonamiento deficiente sobre las abundancias radiactivas. Clayton luego calculó una edad de 13-15 mil millones de años para los núcleos galácticos más antiguos, [108] que necesariamente se aproximaría a la edad largamente buscada de nuestra galaxia. Más recientemente, la cosmocronología radiactiva ha perdido importancia debido a que se han descubierto técnicas más precisas para determinar la edad de la Vía Láctea en el fondo cósmico de microondas. No obstante, sus soluciones analíticas demostraron de manera importante que la concentración de núcleos radiactivos de vida corta en el gas interestelar había sido subestimada rutinariamente por el factor (k + 1), donde k es un número entero cercano a 2 o 3 que mide la inclinación de la tasa de declive. de la caída de gas prístino sobre nuestra creciente masa galáctica. [109] [108] [110]
Para estudios científicos de las identidades y abundancias iniciales de núcleos radiactivos de vida corta que permanecieron vivos a diferentes concentraciones dentro de la nube de gas interestelar que formó el sistema solar, pero que ahora están extintos en el sistema solar, factor de Clayton (k + 1) ha crecido en importancia debido a los descubrimientos experimentales de muchos de estos núcleos dentro de los meteoritos. Estas se denominan radiactividades extintas porque ninguna permanece en la tierra hoy, pero dejaron una clara evidencia de su existencia previa en meteoritos. La solución para una historia modelo para el origen de nuestro sistema solar que se ajusta simultáneamente a sus abundancias residuales se convirtió en el principio rector de una nueva disciplina que se centra en la nucleosíntesis extra local cerca de la nube interestelar solar durante los mil millones de años anteriores al nacimiento solar. [38] En 1983, en un momento en que los astrofísicos confiaban en la simplicidad de un gas interestelar bien mezclado, Clayton introdujo un nuevo aspecto relacionado del medio interestelar [111] que ha demostrado ser esencial para comprender la abundancia de las radioactividades extintas; a saber, el tiempo necesario para la mezcla isotópica entre átomos recién sintetizados expulsados de supernovas con distintas fases físicas de gas interestelar. Demostró que debido a que esos retrasos permitían una mayor desintegración interestelar de los núcleos radiactivos, cada fase del gas interestelar contiene una concentración claramente diferente de cada uno de los nucleidos radiactivos extintos, mientras que las radiactividades del sistema solar temprano miden solo las abundancias presentes en la densa nube molecular. fase [111] en la que nació el sistema solar. En el siglo XXI, muchos investigadores han comenzado a presentar sus propios cálculos del efecto de la mezcla interestelar entre fases, [38] [112] [113] [114] [115] a menudo sin conocer el artículo de Clayton (1983) debido a la intervención décadas. Los aspectos de la mezcla de la fase interestelar seguramente seguirán siendo importantes durante las próximas décadas mientras los astrónomos investigan las circunstancias del nacimiento solar utilizando datos meteoríticos precisos que revelan la abundancia de los núcleos radiactivos extintos. Por lo tanto, Clayton hizo hincapié en la radiactividad extinta en el Glosario de su libro de 2003 sobre isótopos en el cosmos. [116]
Condensación de sólidos de carbono del gas supernova rico en oxígeno
En 1998, Clayton expresó una nueva idea para la química de las supernovas argumentando que la desintegración radiactiva hace que el carbono se condense dentro del gas de supernova rico en oxígeno. Llegó a esa conclusión después de que Weihong Liu y Alexander Dalgarno [117] demostraron que las desintegraciones radiactivas de 56 Co crean electrones rápidos dispersos en Compton que disocian la molécula de CO [e + CO> e '+ C + O], evitando así la oxidación completa. de átomos de carbono dentro de los remanentes jóvenes de supernovas de colapso del núcleo. Clayton inició una enérgica cruzada en 1998 [118] [119] [120] [121] demostrando que el vasto depósito de carbono en las supernovas de colapso del núcleo debe condensarse como polvo de carbono a pesar de estar bañado en gas oxígeno más abundante. Esta idea encontró el escepticismo de los meteorólogos y cosmoquímicos porque contradecía una regla empírica comúnmente aceptada que sostenía que la abundancia de carbono debe exceder la del oxígeno (escrito C> O) para que el carbono se condense. Clayton defendió que el polvo de estrellas de carbono de supernova (que en 1977 había llamado [35] SUNOCONs , un acrónimo de SUperNOva CONdensates) podría por lo tanto ensamblarse dentro de gases calientes de supernova C + O que contienen más oxígeno que carbono y nada más. Más que los detalles químicos de un especialista, esta es una conclusión profunda para la astrofísica porque explica en parte las grandes cantidades de polvo creadas por las supernovas en el universo temprano. Los químicos meteoritos a quienes se dirigieron sus artículos de la Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria 1998-99 dudaban de esa posibilidad por motivos químicos intuitivos pero erróneos, creyendo que el abundante gas de oxígeno caliente oxidaría todos los átomos de carbono dejándolos atrapados dentro de moléculas de CO químicamente inertes, una expectativa que se mantiene cierto en las estrellas ordinarias. Clayton afirmó que esta regla empírica química incorrecta estaba sesgando erróneamente los estudios interpretativos de SUNOCON de carbono (principalmente granos de SiC y granos de grafito). Con Lih-Sin The en Clemson calculó la gran densidad de electrones energéticos producidos por la dispersión de los rayos gamma [79] emitidos por el cobalto radiactivo. Estos reponen continuamente la abundancia de átomos de carbono libres en el gas de supernova al romper las abundantes moléculas de CO. En el más reciente de sus artículos, Clayton y Meyer (2017) [47] calcularon cada paso de reacción desde el gas caliente hasta los granos fríos durante la expansión de enfriamiento del gas de supernova. Esos átomos de carbono libres bastante abundantes permiten que las moléculas de la cadena de carbono mantengan sus pequeñas abundancias contra la oxidación constante y luego capturen átomos de carbono hasta que se conviertan en granos macroscópicos de carbono. [119] [103] [122] [123] Resumió su nueva imagen en un artículo de revisión de 2011 [7] que adelanta nuevas reglas para la condensación de carbono en gases de supernovas ricos en oxígeno. El modelo de reacción cinético-química subyacente a todos estos trabajos fue inicialmente ideado con Weihong Liu y Alexander Dalgarno [124] y luego ampliado por Clayton y sus colegas en Clemson. [119] [103] [122] [123] Sus trabajos mostraron que los granos de polvo muy grandes (micrómetros de radio) en comparación con el tamaño medio del polvo interestelar-medio crecen dentro de los interiores de las supernovas ricas en oxígeno en expansión debido al principio de Control de Población. . [7] Según ese principio, la oxidación rápida en realidad intensifica el crecimiento de grandes granos de carbono al mantener pequeña la población de sólidos de carbono para que esos pocos puedan crecer en gran medida al acrecentar el carbono libre que se repone continuamente. Este tema establece otro aspecto nuevo de la química singularmente versátil del carbono. Su artículo de 2017 [47] también calcula la abundancia de moléculas y de granos de buckminsterfullereno expulsados junto con los granos de grafito. Capítulo 18 de Atrapa una estrella fugaz
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