¿Cómo saben los científicos que el Hierro-60 se crea durante las supernovas?

Don Clayton investigó la producción de Fe-60 en su artículo de Nature de 1971 New Prospect for Gamma-Ray-Line Astronomy (con muro de pago, pero el resumen también alude a Arnett & Clayton 1970 , también con muro de pago, pero ese resumen no está claro en cuanto al contenido que se está publicando). sobre Fe-60). Esto probablemente habría utilizado cálculos de nucleosíntesis de supernova (ver, por ejemplo, las herramientas NucNet de Brad Meyer, a veces colaborador de Clayton , aunque esto es probablemente más avanzado que lo que Clayton tenía a su disposición en la década de 1970).

Más tarde, Clayton escribió un resumen El papel de las radiactividades en la astrofísica , que incluía una historia de las líneas de rayos gamma y analiza el Fe-60:

los$^{60}$El núcleo de Fe emite un rayo gamma de 59 keV al decaer, y su hija$^{60}$Co emite líneas de rayos gamma de 1,17 y 1,33 MeV. Teniendo en cuenta que durante su larga vida media se producen unas 50.000 supernovas en la Vía Láctea, su efecto colectivo debería ser observable. Este razonamiento se aplicó igualmente bien trece años después a la primera radiactividad interestelar que se detectó, la de$^{26}$Alabama.

Lo que en su mayoría confirma la noción de que los cálculos llegaron antes de las observaciones (que no estoy seguro de que el Fe-60$\gamma$se ha observado una línea de rayos cósmicos, Binns et al (2016) indican que el elemento en sí se ha observado en cantidades muy pequeñas como rayos cósmicos , pero no parece decir nada sobre el$\gamma$-emisión de rayos).

Como siempre, depende de lo que entiendas por saber/encontrar . Como ilustra acertadamente Kyle Kanos, los argumentos teóricos muestran que$^{60}\mathrm{Fe}$se produce naturalmente a través de la nucleosíntesis estelar en las últimas etapas de la vida de las estrellas masivas, y luego se inyecta en el Medio Interestelar (ISM) mediante explosiones SN. Esto se sabe, desde un punto de vista puramente teórico, desde hace mucho tiempo, pero ¿cuál es la evidencia observacional real?

También se sabe desde hace mucho tiempo que algunos elementos radiactivos se detectan in situ , es decir, a partir de emisiones originadas dentro de algunos remanentes de SN. Estos incluyen Níquel-56, Cobalto-56, Hierro-56,... Recientemente , incluso se ha detectado titanio in situ , reforzando nuestra creencia en la corrección general de la imagen teórica mencionada por Kyle Kanos.

El hierro-60 es más complicado, porque es raro (del orden de$10^{-7}$de la abundancia de$^{56}\mathrm{Fe}$) y débil en su emisión, por lo que hasta el momento nunca se ha realizado una detección in situ . Sin embargo, el telescopio INTEGRAL ha logrado detectar la$\gamma$-línea de rayos de su decaimiento. Esta es una medida integrada sobre la mayor parte del cielo, porque como dije, es probable que cada fuente en la Galaxia sea demasiado débil para ser detectada individualmente, pero su suma produce un efecto acumulativo que se puede observar. Esto es lo mejor que se puede hacer hoy en día.

$^{60}\mathrm{Fe}$es algo similar en importancia a los más abundantes$\gamma$-isótopo brillante de rayos$^{26}\mathrm{Al}$. Wikipedia tiene un buen artículo al respecto, que puede complementar lo que sabes sobre$^{56}\mathrm{Fe}$.