¿Por qué las supergigantes al menos no comienzan a fusionar níquel en elementos aún más pesados ​​antes de convertirse en supernovas?

El último proceso de fusión primario que tiene lugar en estrellas extremadamente masivas es la quema de silicio , donde el ²⁸ Si producido por la quema de oxígeno se fusiona exotérmicamente con partículas alfa tras partículas alfa , hasta llegar a ⁵⁶ Ni : ¹

(1) ²⁸ Si + ⁴ He → ³² S

(2) ³² S + ⁴ He → ³⁶ Ar

(3) ³⁶ Ar + ⁴ He → ⁴⁰ Ca

(4) ⁴⁰ Ca + ⁴ He → ⁴⁴ Ti

(5) ⁴⁴ Ti + ⁴ He → ⁴⁸ Cr

(6) ⁴⁸ Cr + ⁴ He → ⁵² Fe

(7) ⁵² Fe + ⁴ He → ⁵⁶ Ni

Y ahí se detiene el proceso, en lugar de continuar con:

(8) ⁵⁶ Ni + ⁴ He → ⁶⁰ Zn

(9) ⁶⁰ Zn + ⁴ He → ⁶⁴ Ge

...

El ⁵⁶ Ni, en lugar de fusionarse más, se acumula en un núcleo inerte en el centro de la estrella. Una vez que la bola de níquel en crecimiento alcanza 1,4 masas solares , se colapsa repentina y catastróficamente a aproximadamente una cuarta parte de la velocidad de la luz, lo que hace que el resto de la estrella se colapse sobre sí misma ; el núcleo de níquel se comprime en una estrella de neutrones , ² mientras que gran parte del resto de la estrella se fusiona explosivamente en ⁵⁶ Ni ³ y otros productos de reacción más livianos (este último en su mayoría de las capas externas de la estrella) y se lanza al espacio interestelar. ⁴

La explicación habitual de por qué la fusión no continúa con las reacciones 8 y 9, etc., es que no es posible liberar más energía a través de una mayor fusión; ir más lejos sería endotérmico y consumiría energía.

¡Pero!

1. El núcleo de una supergigante (o, mejor aún, una hipergigante ) es el infierno más extremo que jamás haya existido en el universo durante más de unos pocos segundos a la vez, con temperaturas muy por encima de los gigakelvins, y el infierno es el paraíso de la reacción endotérmica; no importa si consumes mucha energía cuando hay un gran exceso de la misma por ahí, y el punto de equilibrio para una reacción endotérmica se desplaza más y más hacia los productos de la reacción cuanto más te calientas (¡gracias, le Chatelier ! ).

2. La reacción 8 (la fusión de ⁵⁶ Ni y ⁴ He a ⁶⁰ Zn), al menos, ¡es en realidad exotérmica! El paso que consume energía viene antes: esencialmente, la única fuente significativa de ⁴ He en el núcleo de una estrella masiva altamente evolucionada proviene de la fotodesintegración de núcleos pesados, un proceso altamente endotérmico. Pero a) vea el punto 1, b) si una colisión violenta con otra estrella o un planeta muy grande mezcla ⁴Él de las capas exteriores de la estrella (y, para el caso, de la estrella/planeta en colisión) al núcleo de la estrella, una gran cantidad de helio está disponible esencialmente de forma gratuita y se elimina esta restricción; entonces no debería haber nada que se interponga en el camino de este helio que se fusiona con ⁵⁶ Ni a través de la reacción 8 ⁹ y libera aún más energía, y c) en un núcleo estelar, estos núcleos calientes y pesados ​​se van a fotodesintegrar de todos modos , y no es como el ¡los alfas generados de este modo pueden elegir conscientemente participar solo en reacciones que liberan suficiente energía para compensar la energía consumida por la fotodesintegración!

Entonces, ¿por qué no vemos al menos alguna producción de nucleidos del proceso alfa más allá de ⁵⁶ Ni ¹⁰ en los núcleos de estrellas extremadamente evolucionadas y extremadamente masivas (y en un grado mucho mayor en aquellos de estrellas que han sido severamente abusadas por colisiones violentas)?

No es un duplicado de esta pregunta ; ese pregunta si lo hace, mientras que este pregunta por qué no lo hace en más de un grado minúsculo.

¹ : Rayos gamma omitidos por brevedad.

² : A menos que la estrella sea lo suficientemente masiva como para que su colapso final aplaste el núcleo aún más , y la estrella desaparezca sin un gemido.

³ : Parte de este níquel se transforma en elementos aún más pesados ​​al capturar parte del enorme flujo de neutrones producido en las profundidades de la estrella que colapsa , pero esto es una gota en el cambio de bolsillo de la estrella en comparación con la cantidad que (inicialmente) ⁴ permanece en níquel.

⁴ : Como ^{el 56} Ni es inestable, se descompone rápidamente, alimentando el resplandor de la supernova:

(10) ⁵⁶ Ni → ⁵⁶ Co + e ⁺ + v

(11) ⁵⁶ Co → ⁵⁶ Fe ⁵ + e ⁺ + v

⁵ : Como ^{el 56} Fe es estable, la reacción 11 es la razón por la que el universo tiene tanto hierro. ⁶

⁶ : Bueno, mucho en comparación con lo que cabría esperar de las abundancias cósmicas de los otros elementos (relativamente) pesados; el universo en su conjunto sigue siendo abrumadoramente hidrógeno (y un poco de helio). ⁷

^{7 : Bueno, la materia} normal del universo es abrumadoramente hidrógeno (y un poco de helio); la gran mayoría de la materia del universo es en realidad materia oscura (pensamos). ⁸

⁸ : Que en sí mismo constituye solo una pequeña fracción de la masa del universo, siendo eclipsada por la de la energía oscura del universo , pero estoy divagando.

⁹ : Y luego continúa a través de la reacción 9 y más allá, pero no sé si estas reacciones (por sí solas, sin penalización por fotodesintegración) son exotérmicas o no.

¹⁰ : Cualquier producción de este tipo tendría que detectarse a través de sus productos de descomposición, ya que ⁶⁰ Zn y más son mucho más inestables y de vida más corta que incluso ⁵⁶ Ni.