jueves, 26 de agosto de 2010

Estrellas alquimistas

Esta entrada se escribe para celebrar el X Carnaval de la Física que se celebra este mes en Cienciamia.

Hoy en día damos por sentado que en las explosiones de supernovas se producen elementos químicos. Pero todavía no tenemos claro dónde y cuándo tiene lugar la nucleosíntesis. Los intentos de recrear un modelo para el colapso de los núcleos estelares empuja al límite la potencia actual de los cálculos.
Sabemos que el principal combustible de las estrellas es el Hidrógeno y mediante  reacciones nucleares se van formando los elementos más pesados hasta el hierro: He, Be, C, O, Ne, Na, Mg, Si,..etc. Es decir, la fusión estelar de las estrellas de la secuencia principal puede construir algunos elementos sencillos hasta llegar al hierro.
A medida que ocurren las fusiones, se producen grandes cantidades de energía y los núcleos de las estrellas se hacen más pesados –la estructura de una estrella es parecida a una cebolla donde las capas están formadas por elementos tal y como se ve en la siguiente ilustración.



Sin embargo, la fusión de elementos no es infinita. El flujo saliente de energía  generado por la fusión nuclear produce una presión que aguanta la tendencia al colapso debida a la gravedad, estabilizando el tamaño de la estrella. Pero una vez que se produce Hierro (Fe), las estrellas son incapaces de fusionarlo y no se puede detener el progresivo aumento del tirón gravitatorio, por lo que la estrella colapsa.

La columna vertical señala la  energía de enlace. La energía de enlace aumenta con el número atómico. Vemos  en  la gráfica que el hierro alcanza un estado mínimo. Esto quiere decir que el hierro es el núcleo más estable porque tiene la mayor energía de enlace.



Captura de neutrones. Proceso s, o captura lenta de neutrones.

Entonces, ¿de dónde proceden los elementos más pesados como el oro? La producción de elementos más pesados se lleva a cabo  por otros fenómenos como es la captura de neutrones para formar isótopos. Durante el colapso estelar, los núcleos de Fe que se encuentran en la parte central son destrozados en partículas alpha (4He), protones y neutrones que son comprimidos aún más. Estos neutrones capturados, procedentes de los núcleos de hierro destrozados, son capturados por los núcleo de los átomos , donde posteriormente pueden sufrir la desintegración beta transformándose en protones, lo que básicamente significa que tenemos un nuevo elemento con un número atómico mayor.
En la siguiente ilustración podéis ver este proceso para cualquier elemento pesado.  Tras  capturar un neutrón, éste sufre la ‘desintegración beta’, en la que se emiten un electrón y un antineutrino,por lo tanto, el neutrón capturado en el núcleo se convierte en un protón. El resultado final de esta transformación es un núcleo con un protón más y un neutrón menos. Como el número de protones ha cambiado, se ha producido un elemento diferente.


Para ilustrar esta tranformación en un caso concreto, en la siguiente imagen podemos ver como la desintegración beta transforma un neutrón del cobalto en un protón, por lo que al tener este elemento un protón más en el núcleo, su número atómico (número de protones en el núcleo) aumenta,  transformándose en un átomo de níquel.


Este lento proceso de captura de neutrones y su posterior transformación en protones se conoce como proceso-s, y es más común en las estrellas gigantes rojas (en las que se pueden formar elementos como el cobre con 29 protones y llegar hasta el talio con 81 protones).
Los procesos tipo s ocurren en las últimas etapas de vida de las estrellas parecidas al Sol. Antes de que la estrella se enfríe, se producen neutrones libres que participan en la captura de neutrones. Elementos como el bario, cobre, osmio, estroncio y tecnecio se producen de esta manera.

Cada posición en la cuadrícula representa un núcleo diferente, con el número de neutrones en el eje horizontal y el número de protones en el eje vertical. Así pues, cada fila horizontal representa isótopos del mismo elemento. En las trayectorias señaladas, un paso a la derecha corresponde a un neutrón absorbido por el núcleo. Un paso en diagonal arriba y a la izquierda corresponde a una desintegración beta en la que un neutrón se transforma en un protón, emitiendo un electrón y un antineutrino.

Proceso r, o proceso rápido de captura de neutrones.

Pero también hay un proceso más rápido de captura neutrónica conocido como proceso-r. El proceso-r (por «rápido») es un proceso de captura neutrónica para elementos radiactivos que se da en condiciones de alta temperatura y alta densidad neutrónica. Se cree que el proceso-r actúa en el núcleo de hierro de las supernovas de colapso (tipos Ib, Ic y II), donde se dan las condiciones físicas necesarias, es decir en estrellas de más de 8 masas solares. Sin embargo, la escasa abundancia observada de elementos resultantes del proceso-r requiere que, o bien sólo una pequeña fracción de los elementos creados por esta vía son liberados al exterior de la supernova, o bien en cada supernova se forman por este mecanismo sólo pequeñas cantidades de elementos. Por este mecanismo se pueden producir elementos desde el plomo (82 protones) hasta el plutonio (94 protones), que no pueden ser producidos por el proceso-s.



Antes de la explosión de una supernova,las reacciones de fusión en una estrella masiva comienzan progresivamente desde el hidrógeno, en primer lugar, para posteriormente continuar con el helio,carbono, neón, oxígeno y silicio, para finalmente formar un núcleo de hierro que no puede someterse más a la fusión nuclear. Tan pronto como el núcleo de hierro alcanza el límite de Chandrasekhar,es decir, 1,4 masas solares, se derrumba hacia su interior a una velocidad equivalente a un cuarto de la velocidad de la luz.
El resto de la estrella también se colapsa hacia dentro para llenar el espacio creado, pero el núcleo interno rebota hacia el exterior por el calor producido por el colapso inicial. Esto crea una onda de choque que constituye el principio de la explosión de supernova. Las ondas de choque golpean las capas en torno a la estrella, y tan pronto como este material se expande hacia el exterior, comienza su enfriamiento.
Pero aún no ha terminado el derrumbe del núcleo de hierro. La energía generada en el núcleo comprimido desintegra muchos núcleos de hierro en núcleos de helio y neutrones. Por otra parte, los electrones comienzan a combinarse con los protones para formar neutrones, por lo que el núcleo de la estrella,después del rebote inicial,se asienta en un nuevo estado de neutrones comprimidos, es decir, se forma una estrella de neutrones. Entonces se liberan una gran cantidad de neutrinos en una gran explosión que transporta calor desde el núcleo de la estrella.
Es el viento que genera esta explosión de neutrinos lo que impulsa el resto de la explosión. Esta corriente, al chocar con las eyecciones anteriormente reventadas de las capas externas de las estrellas progenitoras, recalientan este material y añaden un impulso al mismo. Los investigadores han propuesto que es este impacto del viento de neutrinos el que provoca el proceso-r.

Proceso p, o de captura de protones.

Pero también hay otro mecanismo por el que se pueden producir nuevos elementos: la captura de protones, o proceso tipo p. Sin embargo, un núcleo que contenga muchos protones tiene una elevada carga positiva lo que dificulta la aproximación de nuevos protones, siendo este proceso muy poco habitual. Para ser absorbido por un núcleo un protón libre debe ser muy energético, de forma que este proceso sólo puede darse a muy altas temperaturas. Este fenómeno se da en las estrellas simbióticas, en las que una estrella más compacta y masiva "roba" material de su compañera, como es el caso de una binaria formada por una gigante roja y una estrella de neutrones. El material robado proporciona un flujo caliente de protones libres con la energía suficiente como para fusionarse con otros núcleos. Por el proceso p se producen elementos como en lantano, rutenio y samario.

A continuación tenemos una taba periódica de los elementos en las que se ha señalado dónde se han formado cada uno de ellos. Los elementos por encima del plutonio se han formado por medios artificiales en un laboratorio y aún no está claro si pueden existir de manera natural, pero de hacerlo, tendrían una vida muy breve.



Bibliografía.
http://www.scienceinschool.org/print/528
http://www.universetoday.com/70646/astronomy-without-a-telescope-alchemy-by-supernova/
http://www.astronomia.net/cosmologia/stellar_a.htm
http://es.wikipedia.org/wiki/Nucleos%C3%ADntesis_estelar
http://es.wikipedia.org/wiki/Nucleos%C3%ADntesis_de_supernovas
http://es.wikipedia.org/wiki/Desintegraci%C3%B3n_beta

8 comentarios:

  1. Excelente explicación de donde proviene todo, es realmente increíble, cada día se aprende algo nuevo. Diariamente sigo este blog. Felicitaciones. Jorge A. Sánchez (Argentina)

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  2. Impresionante blog este que seguimos con mucho entusiasmo desde la Sociedad Einstein de Astronomia, de España.
    Felicidades por esta enorme tarea divulgativa!

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  3. Muchas gracias. ¿Nos veremos en el congreso estatal de Astronomía?

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  4. lo leí en la tarde. extraordinario articulo. gracias no sabia a detalle como se formavan los demás elementos químicos después de la explosión que sufría la estrella.

    2 preguntas y una reflexion.

    1. los neutrinos son fundamentales para la síntesis de elementos mas pesados. por supuesto su desintegración beta es la que origina la transformación de un elemento a otro. esto como lo saben los astrónomos ¿lo saben al estudiar el espectro de las estrellas o es una teoría que se basa en la observaciones de los neutrones en los átomos aquí en la tierra?

    2. para que se formen elementos mas pesados debe haber temperaturas extremas y una saturación de neutrones. ¿se podrían formas elementos mas pesados en los alrededores de estrellas como. pulsares?

    y la reflexion es. este conocimiento que tenemos hoy como les hubiera gustado analizarlo a los astrónomos mas grandes de la historia. somos unos grandes afortunados y afortunadas en estar en un tiempo como este. y también de poder disfrutar de imagenes conmovedoras como la que inicia el articulo.

    es lamentable que muchos no les interese estos temas. no es obligacion. pero es que la astronomía es algo tan bello tan inspirador algo que nos hace sentir bien algo que todos deberían saber

    saludos.

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  5. Para la primera pregunta. La teoría de la desintegración beta de la debemos a Fermi. En 1932 Fermi propuso una la teoría de la desintegración beta para los núcleos atómicos. Utilizando esta teoría demostró matemáticamente la existencia del neutrino. Al mismo tiempo realizó experimento sobre la captura de neutrones, siendo estos trabajos los que le llevaron a ganar el premio Nobel en 1938. Un vez consolidadas estas teorías se aplicaron a la física estelar.

    Alrededor de estrellas como púlsares se pueden producir elementos más oesados siempre y cuando tengan una fuente de neutrones o protones. Para que ello ocurra, deben tener una estrella cercna a la que le roben material.

    Yo también me alegro de que estemos en un época en la que el saber abunda.

    Un saludo!

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  6. si Enrico Fermi. italiano. interesante físico que aporto muchas cosas al conocimiento del universo y de la física de partículas. el fue uno de los pioneros en la creación de reactores nucleares de fisión nuclear.

    gracias por las respuestas.

    saludos!

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  7. Vi un documental que explicaba esto, la formación de todos los átomos de la tabla periódica, haciendo incapié en el oro. ¿Alguien conoce el nombre del documental? Me gustaría localizarlo.

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