Nucleosíntesis estelar

Logaritmo de la producción de energía relativa (ε) de los procesos de fusión protón-protón (PP), CNO y Triple-α a diferentes temperaturas (T). La línea discontinua muestra la generación de energía combinada de los procesos PP y CNO dentro de una estrella. A la temperatura central del Sol, el proceso de PP es más eficiente.

Proceso por el cual la abundancia natural de elementos químicos dentro de las estrellas cambia debido a reacciones de fusión nuclear.

La nucleosíntesis estelar es la creación (nucleosíntesis) de elementos químicos mediante reacciones de fusión nuclear dentro de las estrellas. La nucleosíntesis estelar se ha producido desde la creación original de hidrógeno , helio y litio durante el Big Bang . Como teoría predictiva , produce estimaciones precisas de las abundancias observadas de los elementos. Explica por qué la abundancia de elementos observada cambia con el tiempo y por qué algunos elementos y sus isótopos son mucho más abundantes que otros. La teoría fue propuesta inicialmente por Fred Hoyle en 1946, ^[1]quien más tarde lo refinó en 1954. ^[2] Margaret y Geoffrey Burbidge , William Alfred Fowler y Hoyle hicieron más avances, especialmente en la nucleosíntesis por captura de neutrones de los elementos más pesados ​​que el hierro, en su famoso artículo B ² FH de 1957 , ^{[3 ]} que se convirtió en uno de los artículos más citados en la historia de la astrofísica.

Las estrellas evolucionan debido a cambios en su composición (la abundancia de sus elementos constituyentes) a lo largo de su vida, primero quemando hidrógeno ( estrella de secuencia principal ), luego helio ( estrella de rama horizontal ) y quemando progresivamente elementos superiores. Sin embargo, esto por sí solo no altera significativamente la abundancia de elementos en el universo, ya que los elementos están contenidos dentro de la estrella. Más adelante en su vida, una estrella de baja masa expulsará lentamente su atmósfera a través del viento estelar , formando una nebulosa planetaria , mientras que una estrella de mayor masa expulsará masa a través de un evento catastrófico repentino llamado supernova . El término nucleosíntesis de supernovase utiliza para describir la creación de elementos durante la explosión de una estrella masiva o enana blanca.

La secuencia avanzada de combustión de combustibles es impulsada por el colapso gravitacional y su calentamiento asociado, lo que resulta en la posterior quema de carbono , oxígeno y silicio . Sin embargo, la mayor parte de la nucleosíntesis en el rango de masa A = 28–56 (desde el silicio al níquel) en realidad es causada por las capas superiores de la estrella colapsando sobre el núcleo , creando una onda de choque compresional que rebota hacia afuera. El frente de choque aumenta brevemente las temperaturas en aproximadamente un 50%, lo que provoca una quema furiosa durante aproximadamente un segundo. Esta quema final en estrellas masivas, llamada nucleosíntesis explosiva o nucleosíntesis de supernova., es la época final de la nucleosíntesis estelar.

Un estímulo para el desarrollo de la teoría de la nucleosíntesis fue el descubrimiento de variaciones en la abundancia de elementos que se encuentran en el universo . La necesidad de una descripción física ya se inspiró en la abundancia relativa de isótopos de los elementos químicos en el sistema solar. Esas abundancias, cuando se trazan en un gráfico en función del número atómico del elemento, tienen una forma dentada de diente de sierra que varía en factores de decenas de millones (consulte la historia de la teoría de la nucleosíntesis ). ^[4] Esto sugirió un proceso natural que no es aleatorio. Un segundo estímulo para comprender los procesos de nucleosíntesis estelar ocurrió durante el siglo XX, cuando se dio cuenta de que la energíaliberados por reacciones de fusión nuclear explicaron la longevidad del Sol como fuente de calor y luz. ^[5]

Historia

En 1920, Arthur Eddington propuso que las estrellas obtenían su energía de la fusión nuclear de hidrógeno para formar helio y también planteó la posibilidad de que los elementos más pesados ​​se produzcan en las estrellas.

En 1920, Arthur Eddington , sobre la base de las medidas precisas de masas atómicas de FW Aston y una sugerencia preliminar de Jean Perrin , propuso que las estrellas obtenían su energía de la fusión nuclear de hidrógeno para formar helio y planteó la posibilidad de que los elementos más pesados ​​sean producido en estrellas. ^{[6] [7] [8]} Este fue un paso preliminar hacia la idea de la nucleosíntesis estelar. En 1928, George Gamow derivó lo que ahora se llama el factor Gamow , una mecánica cuántica.fórmula que da la probabilidad de que dos núcleos contiguos superen la barrera electrostática de Coulomb entre ellos y se acerquen entre sí lo suficiente como para sufrir una reacción nuclear debido a la fuerte fuerza nuclear que es efectiva solo a distancias muy cortas. ^{[9] : 410} En la década siguiente, Atkinson y Houtermans y más tarde Edward Teller y el propio Gamow utilizaron el factor Gamow para derivar la velocidad a la que se producirían las reacciones nucleares a las altas temperaturas que se cree que existen en los interiores estelares.

En 1939, en una conferencia del Nobel titulada "Producción de energía en las estrellas", Hans Bethe analizó las diferentes posibilidades de reacciones mediante las cuales el hidrógeno se fusiona en helio. ^[10] Definió dos procesos que creía que eran las fuentes de energía en las estrellas. La primera, la reacción en cadena protón-protón , es la fuente de energía dominante en las estrellas con masas de hasta aproximadamente la masa del Sol. El segundo proceso, el ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno , que también fue considerado por Carl Friedrich von Weizsäcker en 1938, es más importante en las estrellas de secuencia principal más masivas. ^{[11] : 167}Estos trabajos se referían a la generación de energía capaz de mantener calientes las estrellas. Una descripción física clara de la cadena protón-protón y del ciclo CNO aparece en un libro de texto de 1968. ^[5] Sin embargo, los dos artículos de Bethe no abordaron la creación de núcleos más pesados. Fred Hoyle comenzó esa teoría en 1946 con su argumento de que una colección de núcleos muy calientes se ensamblaría termodinámicamente en hierro . ^[1] Hoyle siguió eso en 1954 con un artículo que describe cómo las etapas avanzadas de fusión dentro de las estrellas masivas sintetizarían los elementos de carbono a hierro en masa. ^{[2] [12]}

La teoría de Hoyle se extendió a otros procesos, comenzando con la publicación del artículo de revisión de 1957 "Síntesis de los elementos en las estrellas" por Burbidge , Burbidge , Fowler y Hoyle , más comúnmente conocido como el artículo B 2 FH . ^[3] Este artículo de revisión recopiló y refinó investigaciones anteriores en una imagen muy citada que prometía dar cuenta de las abundancias relativas observadas de los elementos; pero no amplió la imagen de Hoyle de 1954 sobre el origen de los núcleos primarios tanto como muchos suponían, excepto en la comprensión de la nucleosíntesis de aquellos elementos más pesados ​​que el hierro por captura de neutrones. Se realizaron mejoras significativas porAlastair GW Cameron y Donald D. Clayton . En 1957, Cameron presentó su propio enfoque independiente de la nucleosíntesis, ^[13] basado en el ejemplo de Hoyle, e introdujo las computadoras en los cálculos dependientes del tiempo de la evolución de los sistemas nucleares. Clayton calcula los primeros modelos dependientes del tiempo de la s -process en 1961 ^[14] y de la r -process en 1965, ^[15] , así como de la quema de silicio en los núcleos de partículas alfa abundantes y elementos del grupo del hierro en 1968, ^{[16] [17]} y descubrió cronologías radiogénicas ^[18] para determinar la edad de los elementos.

Sección transversal de una supergigante que muestra la nucleosíntesis y los elementos formados.

Reacciones clave

Una versión de la tabla periódica que indica los orígenes, incluida la nucleosíntesis estelar, de los elementos. Los elementos por encima de 94 son artificiales y no están incluidos.

Las reacciones más importantes en la nucleosíntesis estelar:

• Fusión de hidrógeno :
  • Fusión de deuterio
  • La cadena protón-protón
  • El ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno
• Fusión de helio :
  • El proceso triple alfa
  • El proceso alfa
• Fusión de elementos más pesados:
  • Quema de litio : un proceso que se encuentra con mayor frecuencia en las enanas marrones
  • Proceso de quema de carbono
  • Proceso de quemado de neón
  • Proceso de quema de oxígeno
  • Proceso de combustión de silicio
• Producción de elementos más pesados ​​que el hierro :
  • Captura de neutrones :
    • El proceso r
    • El s-proceso
  • Captura de protones:
    • El proceso rp
    • El proceso p
  • Fotodisintegración

Fusión de hidrógeno

Artículos principales: reacción en cadena protón-protón , ciclo CNO y fusión de deuterio

Ciclo CNO-I
El núcleo de helio se libera en el escalón superior izquierdo.

Fusión del hidrógeno (fusión nuclear de cuatro protones para formar un helio-4 núcleo ^[19] ) es el proceso dominante que genera energía en los núcleos de la secuencia principal estrellas. También se denomina "combustión de hidrógeno", que no debe confundirse con la combustión química de hidrógeno en una atmósfera oxidante . Hay dos procesos predominantes mediante los cuales se produce la fusión de hidrógeno estelar: [[cadena protón-protón] y el ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno (CNO). El noventa por ciento de todas las estrellas, con la excepción de las enanas blancas , fusionan hidrógeno mediante estos dos procesos.

En los núcleos de estrellas de secuencia principal de menor masa, como el Sol , el proceso de producción de energía dominante es la reacción en cadena protón-protón . Esto crea un núcleo de helio-4 a través de una secuencia de reacciones que comienzan con la fusión de dos protones para formar un núcleo de deuterio (un protón más un neutrón) junto con un positrón y un neutrino expulsados. ^[20] En cada ciclo de fusión completo, la reacción en cadena protón-protón libera aproximadamente 26,2 MeV. ^[20]El ciclo de reacción en cadena protón-protón es relativamente insensible a la temperatura; un aumento del 10% de la temperatura aumentaría la producción de energía por este método en un 46%, por lo tanto, este proceso de fusión de hidrógeno puede ocurrir en hasta un tercio del radio de la estrella y ocupar la mitad de la masa de la estrella. Para las estrellas por encima del 35% de la masa del Sol, ^[21] el flujo de energía hacia la superficie es suficientemente bajo y la transferencia de energía desde la región del núcleo permanece por transferencia de calor por radiación , en lugar de por transferencia de calor por convección . ^[22] Como resultado, hay poca mezcla de hidrógeno fresco en el núcleo o productos de fusión hacia afuera.

En las estrellas de mayor masa, el proceso de producción de energía dominante es el ciclo CNO , que es un ciclo catalítico que utiliza núcleos de carbono, nitrógeno y oxígeno como intermediarios y al final produce un núcleo de helio como ocurre con la cadena protón-protón. ^[20] Durante un ciclo completo de CNO, se liberan 25,0 MeV de energía. La diferencia en la producción de energía de este ciclo, en comparación con la reacción en cadena protón-protón, se explica por la pérdida de energía a través de la emisión de neutrinos . ^[20]El ciclo de CNO es muy sensible a la temperatura, un aumento del 10% de la temperatura produciría un aumento del 350% en la producción de energía. Aproximadamente el 90% de la generación de energía del ciclo CNO ocurre dentro del 15% interno de la masa de la estrella, por lo tanto, está fuertemente concentrada en el núcleo. ^[23] Esto da como resultado un flujo de energía hacia el exterior tan intenso que la transferencia de energía por convección se vuelve más importante que la transferencia por radiación . Como resultado, la región del núcleo se convierte en una zona de convección , que agita la región de fusión de hidrógeno y la mantiene bien mezclada con la región rica en protones circundante. ^[24]Esta convección del núcleo ocurre en estrellas donde el ciclo CNO aporta más del 20% de la energía total. A medida que la estrella envejece y la temperatura del núcleo aumenta, la región ocupada por la zona de convección se contrae lentamente desde el 20% de la masa hasta el 8% interno de la masa. ^[23] Nuestro Sol produce del orden del 1% de su energía a partir del ciclo CNO. ^{[25] : 357 [26] [27]}

El tipo de proceso de fusión de hidrógeno que domina en una estrella está determinado por las diferencias de dependencia de la temperatura entre las dos reacciones. La reacción en cadena protón-protón comienza a temperaturas de aproximadamente4 × 10 ⁶  K , ^[28] lo que lo convierte en el mecanismo de fusión dominante en estrellas más pequeñas. Una cadena de CNO autosuficiente requiere una temperatura más alta de aproximadamente16 × 10 ⁶  K , pero a partir de entonces aumenta más rápidamente en eficiencia a medida que aumenta la temperatura que la reacción protón-protón. ^[29] Arriba aproximadamente17 × 10 ⁶  K , el ciclo de CNO se convierte en la fuente de energía dominante. Esta temperatura se alcanza en los núcleos de las estrellas de la secuencia principal con al menos 1,3 veces la masa del Sol . ^[30] El propio Sol tiene una temperatura central de aproximadamente15,7 × 10 ⁶  K . A medida que envejece una estrella de la secuencia principal, la temperatura del núcleo aumentará, lo que dará como resultado una contribución cada vez mayor de su ciclo de CNO. ^[23]

Fusión de helio

Artículos principales: proceso triple alfa y proceso alfa

Las estrellas de la secuencia principal acumulan helio en sus núcleos como resultado de la fusión del hidrógeno, pero el núcleo no se calienta lo suficiente como para iniciar la fusión del helio. La fusión del helio comienza cuando una estrella abandona la rama gigante roja después de acumular suficiente helio en su núcleo para encenderla. En las estrellas alrededor de la masa del sol, esto comienza en la punta de la rama gigante roja con un destello de helio de un núcleo de helio degenerado , y la estrella se mueve hacia la rama horizontal donde quema helio en su núcleo. Las estrellas más masivas encienden helio en su núcleo sin un destello y ejecutan un bucle azul antes de llegar a la rama gigante asintótica. Una estrella de este tipo inicialmente se aleja del AGB hacia colores más azules, luego regresa a lo que se llama la pista de Hayashi . Una consecuencia importante de los bucles azules es que dan lugar a variables cefeidas clásicas , de importancia central para determinar las distancias en la Vía Láctea y las galaxias cercanas. ^{[31] : 250} A pesar del nombre, las estrellas en un bucle azul de la rama gigante roja generalmente no son de color azul, sino gigantes amarillas, posiblemente variables cefeidas. Fusionan helio hasta que el núcleo es en gran parte carbono y oxígeno . Las estrellas más masivas se convierten en supergigantes cuando abandonan la secuencia principal e inician rápidamente la fusión de helio a medida que se convierten ensupergigantes rojas . Una vez que el helio se agota en el núcleo de una estrella, continuará formando una capa alrededor del núcleo de carbono-oxígeno. ^{[19] [22]}

En todos los casos, el helio se fusiona con carbono a través del proceso triple alfa, es decir, tres núcleos de helio se transforman en carbono a través de 8 Be . ^{[32] : 30} Esto puede formar oxígeno, neón y elementos más pesados ​​a través del proceso alfa. De esta manera, el proceso alfa produce preferentemente elementos con un número par de protones mediante la captura de núcleos de helio. Los elementos con números impares de protones están formados por otras vías de fusión.

Tasa de reacción

La densidad de la velocidad de reacción entre las especies A y B , con densidades numéricas n _{A , B} viene dada por:

${\displaystyle r=n_{A}\,n_{B}\,k}$

donde k es la constante de velocidad de reacción de cada reacción binaria elemental que compone el proceso de fusión nuclear :

${\displaystyle k=\langle \sigma (v)\,v\rangle }$

aquí, σ ( v ) es la sección transversal a la velocidad relativa v , y el promedio se realiza sobre todas las velocidades.

De manera semiclásica, la sección transversal es proporcional a , donde es la longitud de onda de De Broglie . Por lo tanto, de forma semiclásica, la sección transversal es proporcional a .${\displaystyle \pi \,\lambda ^{2}}$${\displaystyle \lambda =h/p}$${\displaystyle {\frac {m}{E}}}$

Sin embargo, dado que la reacción implica un túnel cuántico , hay un amortiguamiento exponencial a bajas energías que depende del factor Gamow E _G , lo que da una ecuación de Arrhenius :

${\displaystyle \sigma (E)={\frac {S(E)}{E}}e^{-{\sqrt {\frac {E_{G}}{E}}}}}$

donde S ( E ) depende de los detalles de la interacción nuclear y tiene la dimensión de una energía multiplicada por una sección transversal.

Luego, se integran todas las energías para obtener la velocidad de reacción total, utilizando la distribución de Maxwell-Boltzmann y la relación:

${\displaystyle {\frac {r}{V}}=n_{A}n_{B}\int _{0}^{\infty }{\frac {S(E)}{E}}\,e^{-{\sqrt {\frac {E_{G}}{E}}}}{\frac {2}{{\sqrt {\pi }}(kT)^{\frac {3}{2}}}}E^{\frac {1}{2}}e^{-{\frac {E}{kT}}}\,{\sqrt {\frac {2E}{m_{R}}}}dE}$

donde está la masa reducida .${\displaystyle m_{R}={\frac {m_{1}m_{2}}{m_{1}+m_{2}}}}$

Dado que esta integración tiene un amortiguamiento exponencial a altas energías de la forma y a bajas energías del factor Gamow, la integral casi desapareció en todas partes excepto alrededor del pico, llamado pico Gamow , ^{[33] : 185} en E ₀ , donde:${\displaystyle \sim e^{-{\frac {E}{kT}}}}$

${\displaystyle {\frac {\partial }{\partial E}}\left(-{\sqrt {\frac {E_{G}}{E}}}-{\frac {E}{kT}}\right)\,=\,0}$

Por lo tanto:

${\displaystyle E_{0}=\left({\frac {1}{2}}kT{\sqrt {E_{G}}}\right)^{\frac {2}{3}}}$

Entonces, el exponente se puede aproximar alrededor de E ₀ como:

${\displaystyle e^{-{\frac {E}{kT}}-{\sqrt {\frac {E_{G}}{E}}}}\approx e^{-{\frac {3E_{0}}{kT}}}\exp \left(-{\frac {(E-E_{0})^{2}}{{\frac {4}{3}}E_{0}kT}}\right)}$

Y la velocidad de reacción se aproxima a: ^[34]

${\displaystyle {\frac {r}{V}}\approx n_{A}\,n_{B}\,{\frac {4{\sqrt {2}}}{\sqrt {3m_{R}}}}\,{\sqrt {E_{0}}}{\frac {S(E_{0})}{kT}}e^{-{\frac {3E_{0}}{kT}}}}$

Los valores de S ( E ₀ ) son típicamente 10 ^-3 -10 ³ keV · b , pero se amortiguan por un factor muy importante cuando implica una desintegración beta , debido a la relación entre el estado de enlace intermedio (por ejemplo diprotón ) vida media y la vida media de desintegración beta, como en la reacción en cadena protón-protón . Tenga en cuenta que las temperaturas centrales típicas en las estrellas de la secuencia principal dan kT del orden de keV. 

Por lo tanto, la reacción limitante en el ciclo de CNO , la captura de protones por14 7norte, tiene S ( E ₀ ) ~ S (0) = 3.5  keV · b, mientras que la reacción limitante en la reacción en cadena protón-protón , la creación de deuterio a partir de dos protones, tiene un S ( E ₀ ) ~ S ( 0) = 4 × 10 ⁻²²  keV · b. ^{[35] [36]} Por cierto, dado que la primera reacción tiene un factor de Gamow mucho más alto, y debido a la abundancia relativa de elementos en las estrellas típicas, las dos velocidades de reacción son iguales a un valor de temperatura que se encuentra dentro de los rangos de temperatura central de las principales -secuencia de estrellas.

Referencias

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Lectura adicional

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• Bethe, HA (1939). "Producción de energía en estrellas" . Revisión física . 55 (5): 434–456. Código Bibliográfico : 1939PhRv ... 55..434B . doi : 10.1103 / PhysRev.55.434 . PMID  17835673 .
• Hoyle, F. (1954). "Sobre las reacciones nucleares que ocurren en estrellas muy calientes: síntesis de elementos de carbono a níquel". Suplemento de revista astrofísica . 1 : 121-146. Código Bibliográfico : 1954ApJS .... 1..121H . doi : 10.1086 / 190005 .
• Clayton, Donald D. (1968). Principios de la evolución estelar y nucleosíntesis . Nueva York: McGraw-Hill .
• Ray, A. (2004). "Estrellas como reactores termonucleares: sus combustibles y cenizas". arXiv : astro-ph / 0405568 .
• G. Wallerstein ; I. Iben, Jr .; P. Parker; AM Boesgaard ; GM Hale; AE Champagne; et al. (1997). "Síntesis de los elementos en las estrellas: cuarenta años de progreso" (PDF) . Reseñas de Física Moderna . 69 (4): 995–1084. Código Bibliográfico : 1997RvMP ... 69..995W . doi : 10.1103 / RevModPhys.69.995 . hdl : 2152/61093 . Archivado desde el original (PDF) el 26 de marzo de 2009 . Consultado el 4 de agosto de 2006 .
• Woosley, SE ; A. Heger; TA Weaver (2002). "La evolución y explosión de estrellas masivas" . Reseñas de Física Moderna . 74 (4): 1015–1071. Código Bibliográfico : 2002RvMP ... 74.1015W . doi : 10.1103 / RevModPhys.74.1015 . S2CID  55932331 .
• Clayton, Donald D. (2003). Manual de isótopos en el cosmos . Cambridge: Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-82381-4.

Enlaces externos

• How the Sun Shines por John N. Bahcall (sitio del premio Nobel, consultado el 6 de enero de 2020)
• Nucleosíntesis en la NASA 's Cosmicopia