¿Por qué se produce más Fe-56 que Ni-62 por fusión en estrellas masivas?

Supongamos que creamos un núcleo Fe-56 y un núcleo Ni-62, cada uno a partir de protones y neutrones individuales. En el caso del Ni-62, se convierte más masa por nucleón en energía de enlace. Por lo tanto, podríamos argumentar que el núcleo de Ni-62 está más fuertemente ligado que el núcleo de Fe-56, si hasta ahora no me equivoco.

  1. ¿Por qué se menciona el Fe-56 en muchos textos de astrofísica como el núcleo más fuertemente ligado de todos?

Fe-56 se menciona comúnmente como el producto final dominante de las reacciones de fusión en el núcleo de las estrellas masivas. Si no me equivoco, las reacciones de fusión más allá del Si-28 van acompañadas de desintegraciones parciales, lo que da como resultado un cóctel de fragmentos, no exclusivamente múltiplos de He-4 (equilibrio estadístico nuclear).
2. ¿Por qué se produce mucho más Fe-56 que Ni-62 en el núcleo de una estrella masiva, aunque el Ni-62 está más unido que el Fe-56? ¿Qué determina la participación de cada nucleido en el grupo de hierro resultante?

Más sobre Ni-62 .
@Rob Jeffries Gracias, pero no es un duplicado. Ambas fuentes de wikipedia parecen describir la fusión más allá de Si-28 solo como la adición de He-4. Sin embargo, por lo que entiendo del proceso que conduce a un equilibrio estadístico nuclear, la desintegración (parcial) produce una gran diversidad de fragmentos. Entonces, no solo el He-4 está disponible para la fusión y se podría crear Ni-62. Aún así, el Fe-56 domina. ¿Por qué?
@ user12262 Gracias, pero no parece ser un duplicado. La fuente de wikipedia no se refiere a la situación específica en el núcleo de una estrella masiva al final del proceso de fusión.
De acuerdo y no he votado para cerrar.

Respuestas (2)

La etapa final de la nucleosíntesis en el núcleo de una estrella masiva involucra la producción de elementos de pico de hierro, mayormente determinada por la competencia entre la captura alfa y la fotodesintegración. El material de partida es principalmente Si28 y los procesos débiles no pueden alterar significativamente la relación n/p de la unidad en escalas de tiempo lo suficientemente cortas. Por lo tanto, el resultado esperado de estas reacciones de cuasiequilibrio debe ser núcleos con Z ≃ norte . Sujeto a esa restricción, entonces el núcleo más estable resultante de las capturas alfa en Si es Ni56.

Para producir núcleos más pesados ​​(p. ej., Zn60) por captura alfa se requieren temperaturas más altas (debido a la barrera de Coulomb más alta) y, a estas temperaturas más altas, la fotodesintegración lleva el equilibrio hacia núcleos más pequeños.

Entonces, ¿dónde surge toda la confusión? La mayor parte del material del pico de hierro expulsado en una supernova se forma un poco más lejos del núcleo en la combustión explosiva de Si. El producto principal es Ni56, como se indicó anteriormente, y luego sufre desintegraciones débiles a Co56 y luego a Fe56 con vidas medias de 6 días y 77 días respectivamente. Por lo tanto, el producto de pico de hierro más común que termina en el medio interestelar es Fe56 (también de la captura alfa en las supernovas de tipo Ia).

Gracias por indicar la distinción entre el material que se expulsa y el que no. Entiendo que la mayor parte del Fe-56 en el ISM se produce en la descomposición de Ni-56> Co-56> Fe-56 después de que los productos de combustión de la capa de una estrella masiva (supernova de colapso del núcleo) o los productos de fusión de un tipo Ia supernova ha sido expulsada.
Por otro lado, ¿cómo puede Fe-56 convertirse en el nucleido dominante en el núcleo interno de una estrella masiva antes de que colapse? Como escribió, la mayor parte del Ni-56 se produce (Z/N=1) después de la desintegración del Si y las subsiguientes capturas alfa. Pero, ¿cómo puede Fe-56 volverse dominante en el núcleo interno de una estrella masiva antes de que colapse? Si no me equivoco, el reordenamiento que conduce al grupo de hierro después de la desintegración del Si en el núcleo interno lleva un tiempo relativamente "largo" y se produce a una temperatura relativamente "baja" (quizás 10 4 − 10 5 s y 2 GK), en comparación con el explosivo Si-ardiendo en el caparazón.
Según Clayton, la desintegración beta en condiciones de núcleo puede ser mucho más rápida que en el laboratorio, por ejemplo, la vida útil de captura de electrones en el núcleo es de 1 minuto para Ni-56. Esto podría permitir suficiente tiempo para que Ni-56> Co-56> Fe-56 decaiga (reduciendo Z/N) antes de que el núcleo interno colapse. La mayoría de las veces, este Fe-56 está "enterrado" y transformado en la estrella de neutrones o en el agujero negro y nunca contribuye al ISM. ¿Podría ser esto correcto? Iliadis (Física nuclear de las estrellas, secciones 5.5.4 y 5.5.5) y Clayton (Principios de evolución estelar y nucleosíntesis, sección 7.2) brindan información útil.
@gamma1954 Sí, creo que la escala de tiempo general de la quema de Si (unos pocos días) es lo suficientemente larga para una captura significativa de electrones en Fe 56 en el núcleo. Posiblemente eso invalide lo que digo acerca de que los cambios de sabor no son lo suficientemente rápidos, pero el punto sobre la fotodesintegración que impulsa el equilibrio hacia núcleos más pequeños (y también que el Zn 60 tiene una energía de enlace más baja) parece clave para prevenir una formación significativa de Ni 62.
@ gamma1954 Más pensamientos sobre esto. La captura de electrones es más rápida en el núcleo, pero aún es más lenta que la captura alfa y la fotodesintegración. Por lo tanto, los procesos beta solo pueden actuar sobre los productos de equilibrio disponibles para ellos. Dado que es difícil llegar a Zn60 por captura alfa, y mucho menos a Ge64, la captura de electrones no puede producir mucho Ni62.
Gracias por completar la respuesta a la pregunta sobre Ni-62. ¿Es correcto que la mayor parte del Fe-56 en el núcleo de una estrella masiva se produce por fusión de Si-28 hasta Ni-56 y la posterior captura de electrones en Co-56 y Fe-56? ¿Y que la mayor parte de este Fe-56 está "enterrado" en la estrella de neutrones o en el agujero negro después del colapso del núcleo?
@ gamma1954 Sí, creo que ese es el caso. La mayor parte del hierro expulsado proviene de un poco más lejos y de la desintegración radiactiva de Ni56.

Una muy buena pregunta sobre un concepto erróneo común en los libros de astrofísica (he cometido el mismo error en un comentario aquí). Según MP Fewell , el origen de este concepto erróneo se encuentra en la teoría de la nucleosíntesis estelar y la abundancia de los elementos. Mientras que otros núcleos tienen una mayor energía de enlace por nucleón, 56 F mi es mas abundante

porque la competencia entre la fotodesintegración y la captura de partículas cargadas comienza a favorecer la fotodesintegración en el hierro.

Una vez que la cadena de reacciones alcanza F mi , no hay razón para examinar núcleos más pesados ​​o más estables, porque las condiciones son tales que apenas se producen.

¿Por qué se produce más Fe-56 que Ni-62 por fusión en estrellas masivas?
RespuestasAquíPolítica de privacidad1y, 0v