Nucleosíntesis estelar

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

nucleosíntesis estelar es la creación (nucleosíntesis) de elementos químicos mediante reacciones de fusión nuclear dentro de las estrellas. La nucleosíntesis estelar ha ocurrido 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 observada de elementos cambia con el tiempo y por qué algunos elementos y sus isótopos son mucho más abundantes que otros. La teoría fue inicialmente propuesta por Fred Hoyle en 1946, quien luego la perfeccionó en 1954. Margaret y Geoffrey Burbidge, William Alfred Fowler y Fred Hoyle hicieron más avances, especialmente en la nucleosíntesis por captura de neutrones de los elementos más pesados que el hierro. famoso artículo B2FH de 1957, que se convirtió en uno de los artículos más citados en la historia de la astrofísica.

Las estrellas evolucionan debido a los 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 tarde 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 supernova se utiliza para describir la creación de elementos durante la explosión de una estrella masiva o enana blanca.

La secuencia avanzada de quema de combustibles está impulsada por el colapso gravitacional y su calentamiento asociado, lo que resulta en la quema subsiguiente de carbono, oxígeno y silicio. Sin embargo, la mayor parte de la nucleosíntesis en el rango de masas A = 28–56 (desde el silicio hasta el níquel) en realidad es causada por las capas superiores de la estrella. colapsando sobre el núcleo, creando una onda de choque de compresión que rebota hacia afuera. El frente de choque eleva brevemente las temperaturas en aproximadamente un 50%, lo que provoca una quemazón 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 estaba inspirada por las abundancias relativas 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 de diente de sierra irregular que varía en factores de decenas de millones (ver la historia de la teoría de la nucleosíntesis). Esto sugirió un proceso natural que no es aleatorio. Un segundo estímulo para comprender los procesos de la nucleosíntesis estelar ocurrió durante el siglo XX, cuando se descubrió que la energía liberada por las reacciones de fusión nuclear explicaba la longevidad del Sol como fuente de calor y luz.

Historia

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

En 1920, Arthur Eddington, sobre la base de las mediciones precisas de las masas atómicas de F.W. Aston y una sugerencia preliminar de Jean Perrin, propuso que las estrellas obtenían su energía de la fusión nuclear del hidrógeno para formar helio y planteó la posibilidad de que la los elementos más pesados se producen en las estrellas. Este fue un paso preliminar hacia la idea de la nucleosíntesis estelar. En 1928, George Gamow derivó lo que ahora se llama el factor de Gamow, una fórmula de la mecánica cuántica que arroja la probabilidad de que dos núcleos contiguos superen la barrera electrostática de Coulomb entre ellos y se acerquen lo suficiente como para experimentar una reacción nuclear debido a la fuerza nuclear fuerte que es eficaz sólo a distancias muy cortas. En la década siguiente, el factor de Gamow fue utilizado por Atkinson y Houtermans y más tarde por Edward Teller y el propio Gamow para derivar la velocidad a la que se producirían las reacciones nucleares a las altas temperaturas que se creía que existían 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. 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 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 estrellas de secuencia principal más masivas. Estos trabajos se referían a la generación de energía capaz de mantener calientes las estrellas. En un libro de texto de 1968 aparece una clara descripción física de la cadena protón-protón y del ciclo CNO. Sin embargo, los dos artículos de Bethe no abordaron la creación de núcleos más pesados. Esa teoría fue iniciada por Fred Hoyle en 1946 con su argumento de que una colección de núcleos muy calientes se ensamblarían termodinámicamente en hierro. Hoyle siguió eso en 1954 con un artículo que describía cómo las etapas avanzadas de fusión dentro de estrellas masivas sintetizarían los elementos del carbono al hierro en masa.

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 documento B2FH. Este documento 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. Alastair G. W. Cameron y Donald D. Clayton realizaron mejoras significativas. En 1957, Cameron presentó su propio enfoque independiente de la nucleosíntesis, informado por el ejemplo de Hoyle, e introdujo las computadoras en los cálculos dependientes del tiempo de la evolución de los sistemas nucleares. Clayton calculó los primeros modelos dependientes del tiempo del proceso s en 1961 y del proceso r en 1965, así como de la quema de silicio en los abundantes núcleos de partículas alfa y elementos del grupo del hierro en 1968, y descubrió radiogénico cronologías para determinar la edad de los elementos.

Sección transversal de una supergiant muestra nucleosíntesis y elementos formados.

Reacciones clave

Una versión de la tabla periódica que indica los orígenes, incluyendo la nucleosíntesis estelar, de los elementos.

Las reacciones más importantes en la nucleosíntesis estelar:

• fusión de hidrógeno:
  • Fusión de deuterio
  • La cadena proton-proton
  • 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 más comúnmente en enanas marrones
  • Proceso de quemadura de carbono
  • Proceso de quemadura de neón
  • Proceso de quemadura de oxígeno
  • Proceso de quemadura de silicona
• Producción de elementos más pesados que el hierro:
  • Neutron capture:
    • El proceso r
    • El proceso s
  • Captura Proton:
    • El proceso rp
    • El p-proceso
  • Fotodesintegración

Fusión de hidrógeno

Reacción de cadena Proton-Proton

Ciclo CNO-I
El núcleo de helio se libera en el paso superior izquierda.

La fusión de hidrógeno (fusión nuclear de cuatro protones para formar un núcleo de helio-4) es el proceso dominante que genera energía en los núcleos de las estrellas de secuencia principal. También se le llama "combustión de hidrógeno", que no debe confundirse con la combustión química del hidrógeno en una atmósfera oxidante. Hay dos procesos predominantes mediante los cuales se produce la fusión de hidrógeno estelar: la 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 predominante 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. En cada ciclo de fusión completo, la reacción en cadena protón-protón libera alrededor de 26,2 MeV. El ciclo de reacción en cadena protón-protón es relativamente insensible a la temperatura; un aumento del 10 % en la temperatura aumentaría la producción de energía por este método en un 46 %, por lo tanto, este proceso de fusión de hidrógeno puede ocurrir hasta en 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, el flujo de energía hacia la superficie es lo suficientemente bajo y la transferencia de energía desde la región del núcleo permanece por transferencia de calor por radiación, en lugar de transferencia de calor por convección. Como resultado, hay poca mezcla de hidrógeno fresco en el núcleo o productos de fusión hacia el exterior.

En las estrellas de mayor masa, el proceso dominante de producción de energía 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 en la cadena protón-protón.. Durante un ciclo CNO completo, 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 energía perdida por la emisión de neutrinos. El ciclo CNO es muy sensible a la temperatura, un aumento del 10 % en la temperatura produciría un aumento del 350 % en la producción de energía. Alrededor del 90 % de la generación de energía del ciclo CNO ocurre dentro del 15 % interno de la masa de la estrella, por lo que está fuertemente concentrada en el núcleo. 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 central se convierte en una zona de convección, que agita la región de fusión de hidrógeno y la mantiene bien mezclada con la región circundante rica en protones. Esta convección central ocurre en estrellas donde el ciclo CNO aporta más del 20% de la energía total. A medida que la estrella envejece y la temperatura central aumenta, la región ocupada por la zona de convección se reduce lentamente desde el 20 % de la masa hasta el 8 % interior de la masa. El Sol produce del orden del 1% de su energía del ciclo CNO.

El tipo de proceso de fusión de hidrógeno que domina en una estrella está determinado por las diferencias de dependencia de temperatura entre las dos reacciones. La reacción en cadena protón-protón comienza a temperaturas de 4×10⁶ K, lo que lo convierte en el mecanismo de fusión dominante en estrellas más pequeñas. Una cadena CNO automantenida requiere una temperatura más alta de aproximadamente 16×10⁶ K, pero a partir de entonces aumenta más rápidamente en eficiencia a medida que aumenta la temperatura, que la reacción protón-protón. Por encima de aproximadamente 17× 10⁶ K, el ciclo CNO se convierte en la fuente de energía dominante. Esta temperatura se alcanza en los núcleos de las estrellas de secuencia principal con al menos 1,3 veces la masa del Sol. El Sol mismo tiene una temperatura central de aproximadamente 15,7×10⁶ K. A medida que envejece una estrella de la secuencia principal, la temperatura central aumentará, lo que dará como resultado una contribución cada vez mayor de su ciclo CNO.

Fusión de helio

Las estrellas de secuencia principal acumulan helio en sus núcleos como resultado de la fusión de hidrógeno, pero el núcleo no se calienta lo suficiente como para iniciar la fusión de helio. La fusión de helio comienza cuando una estrella abandona la rama gigante roja después de acumular suficiente helio en su núcleo para encenderla. En 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 degenerado de helio, 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 alcanzar la rama gigante asintótica. Dicha estrella inicialmente se aleja del AGB hacia colores más azules, luego regresa nuevamente a lo que se llama la pista 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. A pesar del nombre, las estrellas en un bucle azul de la rama gigante roja no suelen ser de color azul, sino más bien 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 y rápidamente comienzan la fusión de helio cuando se convierten en supergigantes rojas. Después de que se agota el helio en el núcleo de una estrella, la fusión de helio continuará en una capa alrededor del núcleo de carbono-oxígeno.

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 8Be. Esto luego puede formar oxígeno, neón y elementos más pesados a través del proceso alfa. De esta forma, el proceso alfa produce preferentemente elementos con número par de protones por la captura de núcleos de helio. Los elementos con números impares de protones se forman por otras vías de fusión.

Velocidad de reacción

La densidad de velocidad de reacción entre las especies A y B, que tienen densidades numéricas n_{A, B}, viene dada por:

r=nAnBk{displaystyle ¿Qué?

donde k es la constante de velocidad de reacción de cada una de las reacciones binarias elementales que componen el proceso de fusión nuclear:

k=.. σ σ ()v)v.. {displaystyle k=langle sigma (v),vrangle }

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

Semi-clásicamente, la sección transversal es proporcional a π π λ λ 2{displaystyle pi ,lambda ^{2}, donde λ λ =h/p{displaystyle lambda =h/p} es la longitud de onda de Broglie. Así semi-clásicamente la sección transversal es proporcional a mE{textstyle {frac {E}}.

Sin embargo, dado que la reacción implica un túnel cuántico, existe un amortiguamiento exponencial a bajas energías que depende del factor de Gamow E_G, dando una ecuación de Arrhenius:

σ σ ()E)=S()E)Ee− − EGE{displaystyle sigma (E)={frac {S(E)}{ ¿Qué?

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 integra sobre todas las energías para obtener la velocidad de reacción total, utilizando la distribución de Maxwell-Boltzmann y la relación:

rV=nAnB∫ ∫ 0JUEGO JUEGO S()E)Ee− − EGE2Eπ π ()kT)3e− − EkT2EmRdE{fnMicroc} {fn} {fn} {fn}} {fn}} {fn} {fn} {fn}} {fn}cH00}} {fn}} {fn}} {fn} {fn}} {fn} {fn}}}}}}}}}} {n} {f}}} {f}}}}}}}}}}n}}n}n}}n}n}}}n} {n} {n} {n} {n} {n}}n}}}}}}}n}}}}}}n}n} {n} {n} {n}}n}n}n}n}n}n}n}n}}}}n}n}n}n}n}}n}n}n}n}n}n}}} ¿Qué? {fnMicroc},{fnMicroc} {2E} {m_{text{R}}dE} {f}} {f} {f}} {f}}}}dE} {f}}} {f}} {f}} {f}}} {f}}}} {f}} {f}}}}}} {f}}}}}}}}}}}}} {f}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}} {f}}} {f}}}} {f}}}} {}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}} {}}}}}}}}}}}}}}}}}}}} {}}}}}}}}}}}} {}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}

Donde mR=m1m2m1+m2{displaystyle m_{text{R}={frac {m_{1}m_{2} {m_{1}}} {m_{2}}} {m_{2}}} {m_}}} {m_{1}}} {}}} {}}}} {c}}} {c}}}} {c}} {c}}}}} {m_} {c}}}}}}}}} {}}}}}}}}}}}}}}}} {m_} {m_}}} {m_} {m_} {m_} {m_}} {c}}}}}}}}}}} {c}}}}}}}}} {m_}}}} {c} {c}}} {} {c}}}}}}}}}} {m_}}}}}}}}}} {}}}}}}}}}}} {c}}}}}}}}}}}}}} {c}}}}}}}}} es la masa reducida.

Puesto que esta integración tiene un amortiguador exponencial a altas energías de la forma ♪ ♪ e− − EkT{displaystyle sim e^{-{frac {E} {}}}} y en bajas energías del factor Gamow, la integral casi desapareció en todas partes excepto alrededor del pico, llamado Gamow pico, a E₀, donde:

∂ ∂ ∂ ∂ E()− − EGE− − EkT)=0{fnMicrosoft {fnMicrosoft {fnMicrosoft {fnMicrosoft {fnMicrosoft {\fnMicrosoft} }{partial E}left(-{sqrt {frac {fnMicroc} {fnMicroc} {fnMicroc}}} {fnMicroc}}} {f}}} {fn}} {fnMicroc}}}}}} {fnMicroc} Bueno...

Así:

E0=()12kTEG)23{displaystyle E_{0}=left({frac Vale. {2}{3}}

El exponente se puede aproximar alrededor de E₀ como:

e− − EkT− − EGE.. e− − 3E0kTexp⁡ ⁡ ()− − ()E− − E0)243E0kT){displaystyle e^{-{frac {fnK} {fnK}} {fnK}}}} {f}}}}}}próx} e^{-{frac {3E_{0}}exp left(-{frac {fnMicrosoft Sans Serif} {fnMicrosoft Sans Serif} {fnMicrosoft Sans Serif} Frac {4}{3}E_{0}}right)}

Y la velocidad de reacción se aproxima como:

rV.. nAnB423mRE0S()E0)kTe− − 3E0kT{displaystyle {frac {fn}approx ¿Qué? {4{sqrt {2}} {sqrt {3m_{text{R}},{sqrt}} {sqrt}}}} {sqrt {f}}}} {f}}}} {f}}} {f}} {f}}}}}} {f}}} {f}}}}}}}} {f}}}}}}}}}\\\\\\\\\\f}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}\\\\ {fnMicroc} {fnMicroc} {fnMicroc} {fnMicroc}} {fnMicroc} {fnMicroc} {fnMicroc}} {fnMicroc} {f} {fnMicroc}}} {fnMicroc} {3E_{0} {KT}}}

Los valores de S(E₀) suelen ser 10⁻³ – 10³ keV·b, pero son amortiguados por un factor enorme cuando se trata de una desintegración beta, debido a la relación entre la vida media del estado ligado intermedio (por ejemplo, diprotón) y la semivida de desintegración beta, como en la reacción en cadena protón-protón. Tenga en cuenta que las temperaturas típicas del núcleo en las estrellas de secuencia principal dan kT del orden de keV.

Por lo tanto, la reacción limitante en el ciclo CNO, la captura de protones por 147N, tiene S(E₀) ~ S(0) = 3,5 keV·b, mientras que la reacción límite en el protón– La reacción en cadena de protones, la creación de deuterio a partir de dos protones, tiene un S(E₀) mucho más bajo ~ S(0) = 4×10⁻²² keV·b. Por cierto, dado que la primera reacción tiene un factor de Gamow mucho más alto y debido a la relativa abundancia de elementos en las estrellas típicas, las dos velocidades de reacción son iguales a un valor de temperatura que está dentro de los rangos de temperatura central de las estrellas de la secuencia principal.