En astrofísica , la quema de silicio es una secuencia muy breve [1] de reacciones de fusión nuclear que ocurren en estrellas masivas con un mínimo de aproximadamente 8-11 masas solares. La quema de silicio es la etapa final de fusión de las estrellas masivas que se han quedado sin los combustibles que las alimentan durante sus largas vidas en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell . Sigue las etapas anteriores de los procesos de combustión de hidrógeno , helio , carbono , neón y oxígeno .
La quema de silicio comienza cuando la contracción gravitacional eleva la temperatura del núcleo de la estrella a 2.7-3.5 mil millones de kelvin ( GK ). La temperatura exacta depende de la masa. Cuando una estrella ha completado la fase de combustión del silicio, no es posible una fusión adicional. La estrella colapsa catastróficamente y puede explotar en lo que se conoce como una supernova de Tipo II .
Secuencia de fusión nuclear y fotodisintegración de silicio [ editar ]
Después de que una estrella completa el proceso de combustión de oxígeno , su núcleo está compuesto principalmente de silicio y azufre. [2] [3] Si tiene una masa suficientemente alta, se contrae aún más hasta que su núcleo alcanza temperaturas en el rango de 2.7–3.5 GK (230–300 keV ). A estas temperaturas, el silicio y otros elementos pueden fotodesintegrarse , emitiendo un protón o una partícula alfa. [2] La quema de silicio procede por reordenamiento de fotodisintegración, [4] que crea nuevos elementos agregando una de estas partículas alfa liberadas [2] (el equivalente a un núcleo de helio) por paso de captura en la siguiente secuencia (no se muestra la fotoeyección de alfas) :
28
14Si
+ 4
2Él
→ 32
16S32
16S
+ 4
2Él
→ 36
18Arkansas36
18Arkansas
+ 4
2Él
→ 40
20California40
20California
+ 4
2Él
→ 44
22Ti44
22Ti
+ 4
2Él
→ 48
24Cr48
24Cr
+ 4 2Él → 52 26Fe 52 26Fe + 4 2Él → 56 28Ni 56 28Ni + 4 2Él → 60 30Zn [nb 1]
La secuencia de quema de silicio dura aproximadamente un día antes de ser golpeada por la onda de choque que fue lanzada por el colapso del núcleo. Entonces, la combustión se vuelve mucho más rápida a la temperatura elevada y se detiene solo cuando la cadena de reordenamiento se ha convertido en níquel-56 o se detiene por la expulsión y el enfriamiento de la supernova. 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 en la secuencia del proceso alfa. Solo hay minutos disponibles para que el níquel-56 se descomponga dentro del núcleo de una estrella masiva, y solo segundos si está en la eyección. La estrella se ha quedado sin combustible nuclear y en cuestión de minutos su núcleo comienza a contraerse.
Durante esta fase de la contracción, la energía potencial de la contracción gravitacional calienta el interior a 5 GK (430 keV) y esto se opone y retrasa la contracción. 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. La parte central de la estrella ahora 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 conocida como supernova Tipo II. que dura de días a meses. La explosión supernova libera una gran ráfaga de neutrones, que puede sintetizar en aproximadamente un segundo más o menos la mitad del suministro de elementos en el universo que son más pesados que el hierro, a través de una secuencia de captura de neutrones rápido conocido como el r -process (donde el " r "significa captura de neutrones" rápida ").
Energía vinculante [ editar ]
El gráfico anterior muestra la energía de enlace por nucleón de varios elementos. Como puede verse, los elementos ligeros como el hidrógeno liberan grandes cantidades de energía (un gran aumento en la energía de enlace) cuando se combinan para formar elementos más pesados: el proceso de fusión. Por el contrario, los elementos pesados como el uranio liberan energía cuando se rompen en elementos más ligeros, el proceso de fisión nuclear . En las estrellas, la nucleosíntesis rápida se produce mediante la adición de núcleos de helio (partículas alfa) a núcleos más pesados. Aunque los núcleos con 58 ( hierro-58 ) y 62 ( níquel-62) los nucleones tienen la energía de enlace más alta por nucleón, convirtiendo níquel-56 (14 alfas) en el siguiente elemento, zinc-60 (15 alfas), es una disminución en la energía de enlace por nucleón y en realidad consume energía en lugar de liberarla. En consecuencia, el níquel-56 es el último producto de fusión producido en el núcleo de una estrella de gran masa. La desintegración del níquel-56 explica la gran cantidad de hierro-56 que se observa en los meteoritos metálicos y los núcleos de los planetas rocosos.
Ver también [ editar ]
- Nucleido alfa
- Proceso alfa
- Evolución estelar
- Nucleosíntesis de supernova
- Captura de neutrones:
- p-proceso
- r -proceso
- s -proceso
Notas [ editar ]
- ^ Se produce energía en la reacción de fusión aislada de níquel-56 con helio-4, pero la producción de este último (por fotodisintegración de núcleos más pesados) es costosa y consume energía, lo que hace que la acumulación alfa de níquel se interrumpa debido a la hecho de que el níquel-56 tiene menos energía de enlace de nucleones que el zinc-60.
Referencias [ editar ]
- ^ Woosley, S .; Janka, T. (2006). "La física de las supernovas del colapso del núcleo". Física de la naturaleza . 1 (3): 147-154. arXiv : astro-ph / 0601261 . Código Bib : 2005NatPh ... 1..147W . CiteSeerX 10.1.1.336.2176 . doi : 10.1038 / nphys172 .
- ↑ a b c Clayton, Donald D. (1983). Principios de la evolución estelar y nucleosíntesis . Prensa de la Universidad de Chicago . págs. 519–524 . ISBN 9780226109534.
- ^ Woosley SE, Arnett WD, Clayton DD, "Oxígeno hidrostático ardiendo en estrellas II. Quema de oxígeno a potencia equilibrada", Astrophys. J. 175, 731 (1972)
- ^ Donald D. Clayton, Principios de la evolución estelar y nucleosíntesis , Capítulo 7 (University of Chicago Press 1983)
Enlaces externos [ editar ]
- Stellar Evolution: The Life and Death of Our Luminous Neighbors, por Arthur Holland y Mark Williams de la Universidad de Michigan
- La evolución y muerte de las estrellas, por Ian Short
- Origen de los elementos pesados , por la Universidad de Tufts
- Capítulo 21: Explosiones estelares , por G. Hermann
- Arnett, WD, evolución avanzada de estrellas masivas. VII - Quema de silicio / Serie de suplementos de revistas astrofísicas, vol. 35, octubre de 1977, pág. 145-159.
- Hix, W. Raphael; Thielemann, Friedrich-Karl (1 de abril de 1996). "Quema de silicio. I. Neutronización y la física del cuasi-equilibrio" . El diario astrofísico . 460 : 869. arXiv : astro-ph / 9511088v1 . Código bibliográfico : 1996ApJ ... 460..869H . doi : 10.1086 / 177016 . Consultado el 29 de julio de 2015 .
