Nucleosíntesis estelar

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La nucleosíntesis estelar ye'l conxuntu de reacciones nucleares que tienen llugar nes estrelles mientres el procesu de evolución estelar anterior al colapsu gravitatoriu.[1] Pa información sobre otros procesos de síntesis d'elementos ver nucleosíntesis.

Estos procesos empezaron a entendese a principios del sieglu XX cuando quedó claro que solo les reacciones nucleares podíen esplicar la gran llonxevidá de la fonte de calor y lluz del Sol. Aprosimao'l 90% de la enerxía producida poles estrelles va venir de les reacciones de fusión del hidróxenu pa convertilo en heliu.[2] Más del 6% de la enerxía xenerada va venir de la fusión del heliu en carbonu. Ente que el restu de fases de combustión apenes si van contribuyir de forma apreciable a la enerxía emitida pola estrella a lo llargo de tola so vida.

Hestoria[editar | editar la fonte]

En 1920, Arthur Eddington, basándose nes precises midíes de los átomos realizaes por F.W Aston, foi'l primeru en suxurir que les estrelles llograben la so enerxía a partir de la fusión nuclear del hidróxenu en heliu. En 1928, George Gamow dedució'l llamáu factor de Gamow, una fórmula mecánicu-cuántica que da la probabilidá d'atopar a una temperatura determinao dos núcleos abondo próximos como por que puedan saltase la barrera coulombiana. El factor de Gamow foi usáu nesa década pol astrónomu inglés Atkinson y el físicu austríaco Houtermans y más tarde por el mesmu Gamow y por Teller pa calcular el ritmu col que les reacciones nucleares producir a les altes temperatures esistentes nos interiores estelares.

En 1939, nun artículu tituláu "Energy Production in Stars", l'estauxunidense Hans Bethe analizó les distintes posibilidaes por que se diera la fusión del hidróxenu a heliu. Escoyó dos procesos que creyó teníen de ser la principal fonte d'enerxía de les estrelles. El primeru d'ellos fueron les cadenes protón-protón, que son les reacciones dominantes n'estrelles pequenes con mases non muncho más grandes que la del Sol. El segundu procesu foi'l ciclu carbonu-nitróxenu-osíxenu, que foi tamién topáu independiente y simultáneamente pol alemán Carl Friedrich von Weizsäcker en 1938, esti grupu de reacciones ye más importante nes estrelles masives y ye igualmente equivalente a la fusión de cuatro protones pa formar un núcleu d'heliu-4.

Más tarde, fueron añedíos importantes detalles a la teoría de Bethe. Por casu, supunxo una importante meyora la publicación d'un relevante artículu en 1957 por Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, Fowler y Hoyle. Esti trabayu posterior recoyó y refinó les investigaciones anteriores nun marcu coherente que dio esplicación a les distintes bayures de los elementos.

Reacciones importantes[editar | editar la fonte]

Les reacciones más importantes na nucleosíntesis estelar son:

Quema de metales[editar | editar la fonte]

El picu del fierro marca'l final de la vida de les estrelles. Como se ve na diagrama'l rendimientu a cada nueva etapa de fusión mengua rápido. Llegaos al fierro esi rendimientu ye negativu y les reacciones de fusión detiénense.

Si al escosase l'heliu nel núcleu de la estrella, la masa de la estrella ye lo suficientemente grande, el núcleu va ser capaz d'estruyise y calecer lo suficiente como pa entamar la fase siguiente de fusión del carbonu. Va Haber pos dos nueves capes de fusión, una d'heliu y otra d'hidróxenu enriba d'esta. Tal que asocedía nel tresformamientu a supergigante colorada, agora la presión exercida por eses nuevu capes va faer que la cubierta esterna de la estrella espándase otra vegada. Les mases mínimes pa estos procesos nun tán bien determinaes yá que se desconocen abondo los ritmos de reacción, les secciones eficaces y los ritmos d'espulsión de masa por vientu solar de les estrelles más masives. L'entamu de les reacciones del carbonu asítiense indicativamente nun mínimu de 8 mases solares pero podría producise a menores mases. Puede asegurase que con esa masa llegar a quemar el carbonu pero'l mínimu real quiciabes tuviera ente 4 y 8. Polo que respecta a los demás ciclos equí los datos son inda más inciertos anque puede afirmase qu'una estrella de más de 12 vegaes la masa del Sol tendría de pasar por toles fases de combustión posible hasta llegar al fierro. A midida que sumir fases de combustión añedir más capes de fusión formando una especie de núcleu con estructura de cebolla. Tendríen De producise cambeos a cada fase pero la del carbonu ye la postrera que dura un tiempu significativu polo que les demás etapes de combustión nun camuden descomanadamente la constitución de la estrella porque asoceden tan rápido que nun avaga la estrella a afaese a cada nueva situación. Asina, la etapa de supergigante colorada ye, realmente, l'últimu tresformamientu significativu, tres ella, y en posteriores fases de combustión, la estrella va volvese cada vez más inestable convirtiéndose, bien probablemente, nuna variable antes del so destín final como oxetu compactu.

Combustión del carbonu ( > 8 MSol )[editar | editar la fonte]

Carbonburn.png

Terminada la fusión del heliu'l núcleu vuelve estruyise y a alzar la so temperatura. De los trés elementos que mayoritariamente componen el núcleu nesti estadiu, carbonu y osíxenu nun 90% más un pocu de neón, ye'l carbonu'l que tien la temperatura de fusión más baxa, unos 600 millones de graos (6·108 K). Llegaos a esta temperatura y a una densidá d'unos 2×108 kg/m3, (unos 200 mil kg/cm3) los átomos de carbonu empiecen a reaccionar ente sigo dando llugar diversos elementos más pesaos al traviés d'una serie de canales de salida distintos. La duración d'esta etapa va ser del orde d'unos cientos d'años pudiendo llegar a los 1.000 años. Les reacciones más probables son les que salen recuadradas na diagrama. La del sodiu-23 tien un 56% d'escurrimientu y la del neón-20 un 44%. Los protones y les partícules alfa emitíes en dos tales reacciones van ser rápido recapturados pol carbonu, l'osíxenu, el neón y el mesmu sodiu. Estes reabsorciones apenes si tienen efectos enerxéticos significativos pero tocantes a la nucleosíntesis sí lo son yá que el van faer que'l sodiu nun tea presente ente los elementos residuales de la combustión del carbonu. Polo que respecta al osíxenu, magar se forma abondo pocu sumir al que yá se formó mientres el procesu triple alfa. Tou esto va faer que quede un núcleu d'osíxenu-16, neón-20, magnesiu-24 y dalgunes traces de siliciu-28. La composición de les cenices d'esta etapa ye fundamentalmente la siguiente:

Fracciones de masa:

Fotodesintegración del neón[editar | editar la fonte]

Termináu'l carbonu del núcleu central este vuelve contraer hasta llegar a la temperatura de 1,2·109 K, momentu nel cual vuelve detenese'l colapsu mientres unos pocos años, una década a lo sumo. A eses temperatures los fotones radiaos pel centru del núcleu son tan enerxéticos que llogren fotodesintegrar el neón-20. Esti procesu anque ye endotérmico (consume enerxía) consigue que d'el so subproductos derívese otra reacción que sí ye exotérmica. El balance global de dambos procesos ye positivu y la resultancia ye que la estrella llogra sostenese mientres quede neón por fotodesintegrar nel núcleu.


Como se ve nes reacciones axuntes, les cenices d'esta fase van ser les mesmes que na anterior menos el neón que se consumiría. va amontase la cantidá d'osíxenu y magnesiu al empar que siguen creándose nueves capes de fusión. Agora, aparte del núcleu de combustión de neón hai una capa de carbonu, otra d'heliu y una d'hidróxenu. Los vientos solares son yá bien intensos y esprenden grandes cantidaes del hidróxenu más esternu pocu amestáu yá a la estrella.

Combustión del osíxenu[editar | editar la fonte]

Oxigenburn.png

Rematada la etapa del neón el núcleu de la estrella vuelve calecer y contraer hasta 1,5 a 2·109 K y 107 g/cm³ temperatura y densidá a partir de les cualos algámase la ignición del osíxenu. La reacción de fusión nuclear del osíxenu produz diverses canales de salida, unos más probables qu'otros, de la mesma qu'asocedía na fusión del carbonu. La etapa dura unos pocos meses, quiciabes un añu, y les sos cenices son sobremanera siliciu-28 acompañáu de siliciu-30, azufre-34, calciu-42 y titaniu-46. Munchos d'estos elementos son subproductos de les reacciones con protones, neutrones o alfes recapturados. Los trés reacciones más probables son les que tán recuadradas. Va Resultar azufre-31 un 18% de les vegaes fósforu-31 un 61% y siliciu-28 un 21%.

Fotodesintegración y combustión del siliciu[editar | editar la fonte]

Capes de combustión nuna estrella agonizante nos sos últimos momentos antes del colapsu final.

Cuando'l núcleu algama los 2,7·109 K y 3·107 g/cm³ dar# en la incineración del siliciu nun conxuntu de complexes reacciones que van sostener por pocu más d'un día a la estrella. Una parte del siliciu-28 recibe l'impactu de fotones ultraenergéticos que lo ruempen n'otros isótopos como siliciu-27 o magnesiu-24. Nel procesu se reemiten gran cantidá de protones, neutrones y alfes que nel intre son recapturados cada vez por átomos más pesaos nun aproximamientu asintótica escontra'l picu del fierro. Coles mesmes, el siliciu tamién algama temperatures de fusión que la lleven a formar níquel-56 que darréu se degrada hasta'l fierro-56, elementu final a partir del cual la fusión nuclear dexa de ser una reacción rentable y exotérmica, algamar finalmente'l equilibriu estadísticu nuclear (Fe56+Nin56). Llegaos a esti puntu la yá bien convulsa estrella nun va poder sostenese más por sigo mesma.



Referencies[editar | editar la fonte]

  1. «elementos Formación de los elementos.». Archiváu dende l'elementos orixinal, el 28 d'ochobre de 2014. Consultáu'l 27 d'avientu de 2017. «Nel interior de les estrelles, que son enormes mases de gases, sobremanera d'hidróxenu, la grandes presiones y temperatures faen que se produzan reacciones termonucleares de fusión d'estos átomos qu'anicien los elementos químicos: heliu, carbonu, y tolos elementos de la tabla periódica más llixeros que'l fierro. Esti procesu llámase nucleosíntesis estelar.»
  2. «Historia de la enerxía nel universu». Archiváu dende l'orixinal, el 27 d'avientu de 2017. Consultáu'l 27 d'avientu de 2017. «Mientres haya hidróxenu producirá la fusión de núcleos d'hidróxenu pa formar núcleos d'heliu y eses reacciones nucleares van aguantar la presión gravitatoria de les capes esternes de la estrella: el centru de la estrella va aguantar.»
  3. Fusión Estelar (subtituláu en castellán) en YouTube


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