¿Cuál es el origen de los elementos más pesados ​​que el hierro?

Los elementos más pesados ​​que el hierro se producen principalmente por captura de neutrones dentro de las estrellas, aunque hay otros contribuyentes menores (espalación de rayos cósmicos, desintegración radiactiva). No solo se producen en estrellas que explotan como supernovas. Esto ahora se ha establecido desde la detección de tecnecio de corta duración en las atmósferas de las estrellas gigantes rojas y AGB en la década de 1950 (por ejemplo , Merrill 1952 ), y es agotador tener que continuar corrigiendo esta atroz afirmación de la ciencia pop más de 60 años después (por ejemplo , aquí ).

El proceso r

La captura de neutrones puede ocurrir rápidamente (el proceso r ) y este proceso ocurre principalmente dentro y durante las explosiones de supernova (aunque se han discutido otros mecanismos, como la fusión de estrellas de neutrones ). Los neutrones libres se crean por captura de electrones en los momentos finales del colapso del núcleo. Al mismo tiempo, esto puede conducir a la acumulación de núcleos ricos en neutrones y los productos de descomposición de estos conducen a muchos de los elementos químicos más pesados ​​que el hierro una vez que son expulsados ​​al medio interestelar durante la explosión de la supernova. El proceso r es casi exclusivamente responsable de elementos más pesados ​​que el plomo y contribuye a la abundancia de muchos elementos entre el hierro y el plomo.

Todavía hay un debate en curso sobre el sitio del proceso r primario. Mi juicio a partir de un análisis de la literatura reciente es que, si bien los defensores del colapso del núcleo de las supernovas eran la mayoría, existe un caso cada vez mayor de que las fusiones de estrellas de neutrones pueden volverse más dominantes, particularmente para los elementos del proceso r con$A>110$(por ejemplo, Berger et al. 2013 ; Tsujimoto & Shigeyama 2014 ). De hecho, algunas de las últimas investigaciones que encontré sugieren que el patrón de abundancias elementales del proceso r en el sistema solar podría ser producido completamente por fusiones de estrellas de neutrones (por ejemplo , Wanajo et al. 2004 ), aunque los modelos de supernovas de colapso del núcleo que incorporan inestabilidades magnetorrotacionales o de modelos "colapsar" de rotación rápida, también afirman ser capaces de reproducir el patrón de abundancia del sistema solar ( Nishimura et al. 2017 ) y pueden ser necesarios para explicar las abundancias mejoradas del proceso r que se encuentran en algunos muy viejas estrellas de halo (ver, por ejemplo, Brauer et al. 2020 ).

Nueva información significativa sobre este debate proviene de las observaciones de kilonovas y, en particular, de la espectacular confirmación, en forma de GW170817 , de que las kilonovas pueden producirse por la fusión de dos estrellas de neutrones. Las observaciones del material eyectado presumiblemente rico en neutrones han confirmado la firma de opacidad (decaimiento óptico rápido, decaimiento IR más prolongado y la aparición de características de absorción muy amplias) que sugieren la producción de lantánidos y otros elementos pesados ​​del proceso r (p. ej ., Pian et al. 2017 ; Chornock et al. 2017 ). Si las fusiones de estrellas de neutrones son las dominantesLa fuente de los elementos del proceso r espera una evaluación precisa de la frecuencia con la que ocurren y la cantidad de material del proceso r que se produce en cada evento, los cuales son inciertos por factores de al menos unos pocos.

Un artículo de Siegel (2019) revisa los méritos de la fusión de estrellas de neutrones frente a la producción de elementos de proceso r en tipos raros de supernovas de colapso del núcleo (también conocidas como "colapsares"). Su conclusión es que los colapsares son responsables de la mayoría de los elementos del proceso r en la Vía Láctea y que las fusiones de estrellas de neutrones, aunque probablemente lo suficientemente comunes, no explican las mejoras del proceso r observadas en algunas estrellas de halo muy antiguas y galaxias enanas y el nivel descendente de europio (un elemento del proceso r) a hierro con una mayor abundancia de hierro (es decir, el Eu se comporta como elementos "alfa" como el oxígeno y el neón que se producen en las supernovas).

El proceso s

Sin embargo, muchos de los elementos químicos más pesados ​​que el hierro también se producen por captura lenta de neutrones; el llamado proceso s. Los neutrones libres para estos eventos de captura de neutrones provienen de reacciones de partículas alfa con carbono 13 (dentro de estrellas asintóticas de rama gigante [AGB] con masas de 1 a 8 masas solares) o neón 22 en estrellas gigantes de más de 10 masas solares. Después de la captura de un neutrón, un neutrón en el nuevo núcleo puede decaer en beta, creando así un núcleo con un número de masa y un número de protones más altos. Una cadena de tales eventos puede producir una variedad de núcleos pesados, comenzando con núcleos de pico de hierro como semillas. Los ejemplos de elementos producidos principalmente de esta manera incluyen Sr, Y, Rb, Ba, Pb y muchos otros. La prueba de que este mecanismo es efectivo se ve en las sobreabundancias masivas de tales elementos que se ven en las fotosferas de las estrellas AGB. Un factor decisivo es la presencia de tecnecioen las fotosferas de algunas estrellas AGB, que tiene una vida media corta y por lo tanto debe haber sido producido in situ.

Según Pignatari et al. (2010) , los modelos sugieren que el proceso s en estrellas de gran masa (que se convertirán en supernovas) domina la producción del proceso s de elementos con$A<90$, pero para todo lo demás hasta el plomo incluido, los elementos del proceso s se producen principalmente en estrellas AGB de tamaño modesto que nunca se convierten en supernovas. El material procesado es simplemente expulsado al medio interestelar por pérdida de masa durante las pulsaciones térmicas durante la fase AGB.

la imagen general

Como una adición adicional, solo para recalcar el punto de que no todos los elementos pesados ​​son producidos por supernovas, aquí hay una trama de la revisión épica de Wallerstein et al. (1997) , que muestra la fracción de los elementos pesados ​​del sistema solar que se producen en el proceso r (es decir, un límite superior a lo que se produce en las explosiones de supernovas). Tenga en cuenta que esta fracción es muy pequeña para algunos elementos (donde domina el proceso s), pero que el proceso r produce todo más allá del plomo.

A continuación se muestra una visualización más actualizada de lo que sucede (producida por Jennifer Johnson ) y que intenta identificar los sitios (como porcentaje) para cada elemento químico. Debe enfatizarse que los detalles aún están sujetos a mucha incertidumbre dependiente del modelo.

Los elementos más pesados ​​que el hierro solo se producen durante las supernovas; en estas condiciones energéticas extremas, los átomos son bombardeados por una gran cantidad de neutrones. La rápida captura sucesiva de neutrones, seguida de la desintegración beta, produce los átomos más pesados. Ver http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova_nucleolysis .

Dentro de una estrella hay dos fuerzas primitivas que compiten entre sí. La primera es la fuerza gravitatoria que atrae la masa de la estrella hacia su núcleo y encoge la estrella, por lo que la temperatura y la presión aumentan y las estrellas de fusión nuclear liberan energía aplicando una presión de radiación hacia el exterior (II fuerza) que equilibra la fuerza de gravedad y salva la estrella. de encogerse y explotar. Ninguna estrella tiene suficiente presión y temperatura para convertir el núcleo de hierro en más elementos (por fusión nuclear). Entonces la fusión nuclear dentro de la estrella se detiene. La fuerza gravitacional supera la presión de la radiación y la estrella se encoge y explota, lo que se conoce como explosión de supernova y esa explosión tiene suficiente temperatura y presión para formar todos los núcleos adicionales a partir de hierro. 90% de la estrella'