tratando de entender la nucleosíntesis estelar

Los elementos de los que está hablando son creados por el proceso r : la captura rápida de neutrones en elementos pesados ​​​​que puede ocurrir en entornos ricos en neutrones. El proceso r es probablemente responsable hasta cierto punto de todos los núcleos más ricos en neutrones (es decir, más neutrones que protones) con masas atómicas superiores a la del hierro y probablemente sea responsable de todos los elementos más pesados ​​que el plomo y el bismuto. Sin embargo, hay tres picos amplios en las abundancias del sistema solar, centrados en germanio, xenón y platino (el primer, segundo y tercer pico del proceso r), donde se cree que el proceso r domina la producción sobre los procesos competidores como los procesos s y p (gráfico tomado de aquí ).

Si uno resta las contribuciones esperadas de otras fuentes, puede estimar la fracción de un elemento dado que proviene del proceso r (gráfico tomado de aquí ).

Es un problema astrofísico contemporáneo (es decir, no hay una respuesta definitiva) para la fuente del proceso r. En otras palabras, es un misterio sin resolver qué fracción de cada elemento del proceso r proviene de qué ubicación astrofísica y bien puede variar en función del tiempo cósmico o la ubicación. Los dos principales candidatos para los sitios de creación de los elementos del proceso r son las supernovas de colapso del núcleo, los vientos impulsados ​​por neutrinos de las supernovas y las fusiones de estrellas de neutrones.

Los principales problemas a resolver son la física detallada de las explosiones de supernovas y las fusiones de estrellas de neutrones, las poblaciones relativas y el número de estos eventos en función del tiempo y la ubicación cósmicos e incluso los ingredientes de la física nuclear que intervienen en el cálculo de los rendimientos de tales elementos.

Un artículo reciente de van de Voort (2015) realiza simulaciones que sugieren que la mayoría de los elementos del proceso r en el universo podrían ser creados por fusiones de estrellas de neutrones, y señalan que es especialmente difícil para las supernovas que colapsan el núcleo producir lo que son conocidos como los núcleos del proceso r del "tercer pico". Todas estas afirmaciones son polémicas, aunque el último punto sobre los elementos más pesados ​​​​del proceso r se repite en una serie de trabajos anteriores. (por ejemplo , Wanajo 2013 ). Sin embargo, incluso esto se discute; por ejemplo , Nishimura et al. (2015) realizan simulaciones de progenitores de supernovas que giran rápidamente con fuertes campos magnéticos y descubren que puedenreproducir el patrón de abundancia de todos los elementos del proceso r que se ven en el Sol.

Entonces, si quisiera una vaga puñalada en la oscuridad para responder directamente a su pregunta, elegiría el grupo de elementos en el tercer pico del proceso r, con números de masa$191 < A< 197$como lo más probable es que haya sido (en su mayoría) producido por fusiones de estrellas de neutrones. Esto incluye osmio (192), iridio (191, 193), platino (194, 195, 196) y posiblemente oro (197).