En una de las respuestas a esta pregunta, @MartinKochanski señaló de manera interesante que la abundancia de elementos más pesados que el hierro (elementos del proceso r) en el sistema solar probablemente se deba a una fusión de estrellas de neutrones bastante reciente y cercana (en ese momento): - un evento relativamente raro a escala galáctica. Esto significa que el sistema solar primitivo se enriqueció con elementos de proceso r "frescos", en comparación con los elementos de proceso r "obsoletos" que serían típicos. Por ejemplo, se conjetura que el sistema solar primitivo era rico en uranio y torio en comparación con un sistema "típico".
Entonces, mi pregunta es ¿qué diferencias podría haber hecho esto en la formación y evolución del sistema solar? ¿Habría tenido alguna relación con los orígenes de la vida en la Tierra?
La discusión en esa respuesta es un poco engañosa. Esta es la imagen actual, teniendo en cuenta el artículo de Nature de Bartos & Marka al que se hace referencia allí .
Los elementos más pesados que el hierro hasta el rubidio (número atómico 37) son producidos por el proceso r en las supernovas.
Los elementos más pesados que el rubidio se producen mediante una combinación del proceso s en la etapa de rama gigante asintótica de estrellas de masa intermedia (es decir, masas de 2 a 10 masas solares) y el proceso r en fusiones de estrellas de neutrones.[1]
El argumento en el artículo de Nature es que cuando se formó el sistema solar, una fracción significativa de metales actínidos con vidas medias cortas (por ejemplo, isótopos de curio y plutonio, con vidas medias millones de años) provino de una reciente fusión cercana de estrellas de neutrones. (Estos son los elementos del proceso r "frescos").
Los elementos pesados estables producidos por las fusiones de estrellas de neutrones habrían venido de las contribuciones acumuladas de cientos (posiblemente unos pocos miles) de fusiones NS a lo largo de la historia de la Vía Láctea, mezcladas durante cientos de millones o miles de millones de años en el gas interestelar de la Galaxia (estos son los elementos del proceso r "obsoletos").
Los elementos pesados inestables con vidas medias largas, por ejemplo, U-238 (4.500 millones de años) y Th-232 (14.000 millones de años), estarían principalmente en la categoría "obsoleta", por lo que no se verían significativamente afectados por la presencia de dicha reciente fusión cercana de NS. De hecho, el artículo de Nature estima que su supuesta fusión NS cercana representaría solo el 0,3% del Th-232 inicial del sistema solar. Incluso el U-235, con una vida media de 700 millones de años, probablemente solo se vería moderadamente afectado por esa fusión NS.
En general, entonces, la presencia o ausencia de metales de una sola fusión NS cercana habría hecho muy poca diferencia en la formación del sistema solar o en la evolución de la vida en la Tierra.
[1] Consulte esta figura para obtener un desglose aproximado por elemento; tenga en cuenta que la etiqueta "estrellas de baja masa que mueren" en la figura se refiere a la etapa AGB de lo que llamo estrellas de masa intermedia, que son de "baja masa" solo en comparación con estrellas con masas veces la del Sol.
Chappo no ha olvidado a Mónica
steve linton