Astronomía

¿El proceso alfa produce bismuto?

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En el libro "Horizontes: explorando el universo-Aprendizaje Cengage (2018)", p200, se afirma que:

La fusión de helio produce carbono y algunos de los núcleos de carbono absorben núcleos de helio para formar oxígeno. Algunos de los núcleos de oxígeno pueden absorber núcleos de helio y formar neón y luego magnesio. Algunas de estas reacciones liberan neutrones que, al no tener carga, son absorbidos más fácilmente por los núcleos para construir gradualmente núcleos aún más pesados. Estas reacciones no son importantes como productoras de energía, pero son procesos de cocción lenta que forman pequeñas trazas de elementos más pesados ​​hasta bismuto con peso atómico 209, casi cuatro veces más pesado que el hierro. Muchos de los átomos de su cuerpo se produjeron de esta manera.

Basándome en mi pregunta anterior, supongo que estamos hablando del proceso alfa aquí. Y cuando reviso la Wikipedia del proceso alfa, dice que el proceso alfa termina en $ ^ {56} _ {28} mathrm {Ni} $ debido a la fotodesintegración, pero como sugiere, el proceso debe producir $ ^ {209} _ {83} mathrm {Bi} $. La pregunta es, ¿por qué el bismuto, un átomo con número atómico $83$ se producen aquí? ¿No debería gustar el átomo $ ^ {} _ {82} mathrm {Pb} $ con incluso el número atómico que se produce aquí?


El bismuto se produce mediante el proceso s.

Es la absorción lenta de neutrones la que puede producir elementos más pesados ​​más allá del pico de la energía de enlace por curva de nucleón en el hierro. El proceso alfa no es capaz de producir mucho más que níquel.


Voy a (intentar) agregar a la respuesta de @ ProfRob:

El proceso alfa no es capaz de producir mucho más que níquel.

Las partículas alfa (núcleos de helio) y los núcleos diana están cargados positivamente y se enfrentan a una enorme barrera debido a la repulsión electrostática (Coulomb).

Lograron hacer un túnel con éxito a través de este Barrera de culombio de vez en cuando solo porque es energéticamente favorable. Esto generalmente se llama fusión nuclear.

Una vez que consigas muy por encima planchar1 ya no hay una ventaja energética. Los núcleos están separados entre sí en un estado de menor energía. Necesitaría agregar energía al sistema para que se adhieran. Por lo tanto, el túnel de la barrera de coulomb no tendrá éxito a menos que tenga núcleos de helio de alta energía. Hacemos eso en la Tierra con aceleradores de partículas, generalmente a decenas de MeV de energía para que suceda.

Es por eso que la desintegración alfa ocurre para los núcleos mucho más pesados. Muchos de ellos "escupirán" espontáneamente partículas alfa; deshacerse de ellos. No están de humor para aceptar que alguna partícula alfa de baja energía llame a la puerta. Usamos este escupir partículas alfa energéticas para calentadores en naves espaciales como los rovers de Marte Curiosity and Perseverance y sondas del espacio profundo como las Voyager e incluso en la luna.

Se denominan generadores termoeléctricos de radioisótopos y son un buen ejemplo concreto de núcleos mucho más pesados ​​que el hierro que no tienen ningún interés en aceptar más partículas alfa.


1Gracias a @ProfRob y @PM 2Ring por sus útiles comentarios. Para las personas que llaman "metal" a algo más grande que el helio, me sorprendió la repentina atención al detalle ;-)


Pregunta sobre la nucleosíntesis

Últimamente he estado leyendo sobre el origen de los elementos y su producción en estrellas y tengo algunas preguntas. Comencemos por las cosas simples y corríjanme si me equivoco.

Cuando las estrellas se forman y se unen a la secuencia principal, queman hidrógeno para producir helio.
En una determinada etapa, cuando el hidrógeno en el núcleo se agota, depende de su masa, se convierten en gigantes rojos y comienzan a quemar helio y fabrican los elementos más pesados ​​quemando carbono, quemando neón, quemando silicio. Así se pueden producir elementos hasta el hierro.
Si la estrella es lo suficientemente masiva, terminará su vida en una supernova y formará elementos más pesados ​​(actínidos, etc.) en el proceso r.
¿Hasta aquí todo bien? Eso espero.

También leí que ciertas estrellas pueden hacer elementos hasta Bi mediante el proceso s. ¿Está ocurriendo esto en una supernova? Si no es así, ¿por qué se cita ampliamente que el Fe es el elemento más pesado que se forma en las estrellas cuando, de hecho, se pueden formar elementos up-tp-Bi más pesados?

Gracias por aclarar mi confusión.


Introducción

En 1835, el filósofo francés Auguste Comte opinó que, si bien podemos aprender mucho sobre las estrellas, su composición sería para siempre desconocida para nosotros. Por supuesto, Comte estaba limitado en su pensamiento por la suposición de que solo los análisis de laboratorio tradicionales podían revelar la composición química. Irónicamente, en la época en que Comte escribió esto, nuevos descubrimientos en espectroscopia estaban comenzando a mostrar que el análisis químico era posible en las vastas distancias del espacio. A fines del siglo XIX, los astrónomos pudieron identificar elementos presentes en las estrellas. El desarrollo de la astrofísica a principios del siglo XX condujo a un análisis químico detallado de muchas estrellas. Hoy conocemos la composición química de muchos miles de estrellas. La espectroscopia también nos permite determinar la composición de las superficies de los planetas, sus satélites y asteroides, así como la composición de la materia finamente distribuida en el espacio (el medio interestelar y el medio intergaláctico). También conocemos la composición bruta de las galaxias, que representa la composición promedio de las estrellas contenidas en esas galaxias. Estos estudios también arrojan gradientes de composición dentro de las galaxias.

Debo enfatizar que en lo que respecta a la composición estelar, solo conocemos la composición de la fotosfera estelar, la capa más externa de una estrella de la que emana casi toda la luz. Los astrónomos generalmente asumen que una estrella comienza en un estado completamente mezclado, de modo que su fotosfera representa la composición original de la estrella. Los astrónomos creen además que normalmente no hay mucho transporte de materia desde el núcleo de una estrella a su fotosfera. Las estrellas obtienen la mayor parte de su energía de reacciones nucleares en sus núcleos, que con el tiempo alterarán la composición de sus núcleos. Pero dado que las estrellas generalmente no transportan material desde sus núcleos a sus fotosferas, este cambio en la composición del núcleo generalmente no se reflejará en la composición fotosférica.

Un espectroscopio toma la luz recolectada por un telescopio y la pasa a través de una rendija estrecha. Detrás de la hendidura hay un elemento de dispersión. Los espectroscopios originalmente usaban prismas para esto, pero casi todos los espectroscopios actuales usan rejillas de difracción. Las rejillas de difracción tienen varias ventajas sobre los prismas. La principal ventaja es que las rejillas de difracción se pueden optimizar para una resolución particularmente alta, es decir, con una mayor dispersión en la longitud de onda. El elemento de dispersión esparce la luz en una imagen de longitud de onda múltiple de la rendija. Si una fuente produce luz en una sola longitud de onda, entonces su espectro aparecerá como una imagen de una sola longitud de onda de la rendija. Normalmente, un espectro se muestra con la longitud de onda trazada a lo largo del eje horizontal, por lo que esta imagen sería una línea vertical, por lo que llamamos a la imagen de la rendija una línea espectral. Un gas caliente a baja presión produce una serie de emisiones en longitudes de onda discretas a medida que los electrones de los átomos del gas caen de órbitas superiores a inferiores. Por tanto, el espectro de un gas caliente a baja presión tiene una serie de líneas de emisión. A esto lo llamamos espectro de emisión. Los espectros de emisión se ven en gases calientes en el espacio, como la cromosfera solar, una capa delgada que se encuentra sobre la fotosfera solar. Otro ejemplo serían las regiones HII, nubes de gas compuestas principalmente de hidrógeno que rodean a ciertas estrellas calientes y brillantes.

Un gas caliente a alta presión produce un espectro continuo (al igual que los sólidos y líquidos calientes). Un espectro continuo carece de líneas de emisión, ya que la luz se propaga en función de la longitud de onda con un pico amplio en alguna longitud de onda. Los espectros continuos son buenas aproximaciones a los cuerpos negros ideales y siguen la ley de Stefan-Boltzmann y la ley de Wein. Esta última relación nos permite medir la temperatura de un cuerpo que emite un espectro continuo, ya que la longitud de onda máxima de emisión es inversamente proporcional a la temperatura. Gran parte del interior de una estrella es gas caliente a alta presión, por lo que el interior de una estrella produce un espectro continuo. Por lo tanto, en una buena aproximación, una estrella es un cuerpo negro ideal, y podemos usar la ley de Wein para determinar sus temperaturas.2 Sin embargo, la temperatura y la presión dentro de una estrella disminuyen al aumentar el radio, por lo que vemos la radiación que emerge del interior de una estrella. a través de las capas exteriores más frías y de menor presión de la fotosfera. La fotosfera elimina la luz del espectro continuo que viene desde abajo a medida que los electrones de los átomos de la fotosfera absorben la radiación y saltan a órbitas más altas. Este es el proceso inverso de cómo se forma un espectro de emisión, por lo que hay líneas de absorción oscuras superpuestas sobre el espectro continuo. A esto lo llamamos espectro de absorción, y este es el tipo de espectro que producen casi todas las estrellas (hay algunas estrellas Wolf-Rayet raras que también tienen líneas de emisión). Estas líneas espectrales son la razón principal por la que los espectros estelares se apartan ligeramente de un espectro ideal de cuerpo negro. Las longitudes de onda de las líneas de absorción son las mismas que las longitudes de onda de las líneas producidas en la emisión, y cada elemento produce un conjunto único de líneas espectrales, por lo que la identificación de los elementos dentro de las estrellas es segura en la mayoría de los casos. Las estrellas frías tienden a tener muchas líneas de absorción, por lo que el apiñamiento de las líneas puede dificultar la identificación de elementos en estrellas frías.

Podemos producir los tres tipos de espectros, continuo, de emisión y de absorción, en el laboratorio, y así podemos probar directamente las condiciones bajo las cuales se producen varias líneas espectrales. Por ejemplo, las líneas espectrales están sujetas al efecto Doppler, por lo que podemos medir la rapidez con la que las fuentes astronómicas se acercan o se alejan de nosotros, así como el movimiento de rotación. El movimiento Doppler también surge del movimiento de las partículas de gas que se mueven en las fotosferas estelares a medida que absorben energía para producir líneas oscuras, lo que da lugar a un ensanchamiento espectral. Los campos magnéticos fuertes en presencia de la formación de líneas espectrales producirán la división de ciertas líneas espectrales (el efecto Zeeman). El efecto Zeeman nos permite determinar la fuerza de los campos magnéticos y las polaridades presentes donde se forman las líneas espectrales. Los astrónomos usan esto para mapear el campo magnético del sol y observar cómo cambia el campo a lo largo del ciclo de las manchas solares. Tenemos evidencia de fuertes campos magnéticos presentes en algunas estrellas.

Exactamente qué líneas espectrales se forman y qué tan fuertes son esas líneas dependen de la cantidad de elemento presente, pero lo que es más importante, también dependen de la temperatura de la estrella. Estos factores nos permiten medir con precisión la temperatura y la composición en una región emisora. Por lo tanto, tenemos mucha confianza en la abundancia medida de fotosferas estelares. También podemos utilizar estos principios para investigar la composición y las condiciones de los medios interestelares e intergalácticos. Aquí, las nubes de gas (generalmente más frías) se ven frente a fuentes más distantes, como estrellas, galaxias y cuásares. Vemos los objetos del sistema solar por la luz solar que reflejan, por lo que, en una buena aproximación, los espectros de los objetos del sistema solar son espectros solares. Sin embargo, se superponen a estas características espectrales de las superficies desde las que se reflejan, por lo que podemos usar esta información para inferir algo sobre la composición de estos objetos. Por ejemplo, los espectros de los asteroides y Plutón revelan algo sobre la composición de su superficie.

Las moléculas también producen espectros de emisión y absorción. Sin embargo, los espectros moleculares son mucho más complicados que los espectros atómicos, porque están dominados por muchas líneas estrechamente espaciadas debido a los modos rotacionales y vibracionales dentro de las moléculas. Estas líneas estrechamente espaciadas a menudo se mezclan en amplias características espectrales. Las temperaturas fotosféricas de la mayoría de las estrellas son demasiado altas para que existan moléculas, por lo que las líneas de absorción molecular están presentes solo en las estrellas más frías. Se han identificado más de cien moléculas en el medio interestelar, normalmente a partir de sus líneas de emisión en longitudes de onda más largas que las visibles. Para obtener una lista parcial de las moléculas que se encuentran en el espacio, consulte Mathis (2000, p. 534).

En la segunda mitad del siglo XX, los astrónomos comenzaron a compilar la composición del sistema solar y del universo con respecto a la abundancia de los elementos y, a veces, incluso dentro de los diversos isótopos de los elementos respectivos. La abundancia del sistema solar es una combinación de la composición del sol y la composición de los meteoritos de condrita carbonosa, lo que los astrónomos piensan que son los meteoritos más primitivos. Estos meteoritos supuestamente primitivos son partes de asteroides que han caído sobre la tierra y, por lo tanto, pueden examinarse en el laboratorio. Se supone que las condritas carbonáceas se encuentran entre los objetos del sistema solar menos reelaborados y, por lo tanto, son hipotéticamente buenas sondas de la composición original de la nube de gas a partir de la cual se supone que se formaron el sol y el resto del sistema solar. Por supuesto, esta es una suposición evolutiva. Existe una diversidad de composición entre los objetos del sistema solar que se explica por la diferenciación a través de varios mecanismos. Por ejemplo, si bien las composiciones de la tierra y la luna tienen algunas similitudes, existen diferencias. La luna está agotada en elementos volátiles y siderófilos (amantes del hierro) en comparación con la tierra, pero está mejorada con elementos refractarios (Corliss 1985, págs. 116-117). Y la tierra y la luna son diferentes de otros planetas y satélites del sistema solar. La abundancia cósmica inferida es una combinación de composición estelar y alguna composición interestelar. Las abundancias del sistema solar y cósmico son similares, pero, al igual que dentro del sistema solar, existen algunas diferencias sutiles que normalmente se atribuyen a las características únicas de la nube primordial a partir de la cual supuestamente se formó el sistema solar.


El & # 8216 ciclo CNO & # 8217 se refiere al ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno, un proceso de nucleosíntesis estelar en el que las estrellas de la secuencia principal fusionan hidrógeno en helio a través de una secuencia de reacciones de seis etapas. Esta secuencia procede de la siguiente manera:

  • Un núcleo de carbono-12 captura un protón y emite un rayo gamma, produciendo nitrógeno-13.
  • El nitrógeno 13 es inestable y emite una partícula beta que se descompone en carbono 13.
  • El carbono 13 captura un protón y se convierte en nitrógeno 14 mediante la emisión de un rayo gamma.
  • El nitrógeno 14 captura otro protón y se convierte en oxígeno 15 emitiendo un rayo gamma.
  • El oxígeno-15 se convierte en nitrógeno-15 a través de la desintegración beta.
  • El nitrógeno 15 captura un protón y produce un núcleo de helio (partícula alfa) y carbono 12, que es donde comenzó el ciclo.

Por tanto, el núcleo de carbono 12 utilizado en la reacción inicial se regenera en la final y, por tanto, actúa como catalizador durante todo el ciclo. El ciclo comienza una vez que la temperatura del núcleo estelar alcanza los 14 & # 215 10 6 K y es la principal fuente de energía en las estrellas de masa M & gt 1,5 M⊙. Las estrellas de menor masa convierten el hidrógeno en helio mediante un proceso alternativo conocido como & # 8216 cadena protón-protón & # 8217.

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¿El proceso alfa produce bismuto? - Astronomía

Hasta ahora hemos estudiado las reacciones nucleares principalmente por su papel en la generación de energía estelar. Ahora considerándolos de nuevo, pero esta vez como los procesos responsables de crear gran parte del mundo en el que vivimos. La evolución de los elementos, combinando la física nuclear con la astronomía, es un tema muy complejo y un problema muy importante en la astronomía moderna.

TIPOS DE MATERIA

Actualmente conocemos 112 elementos diferentes, que van desde el hidrógeno más simple, que contiene 1 protón, hasta el más complejo, descubierto en 1996, con 112 protones en su núcleo. (Consulte la Tabla 2 del Apéndice). Todos los elementos existen en varios isotópico formas, cada isótopo tiene el mismo número de protones pero un número diferente de neutrones. A menudo pensamos que el isótopo más común o estable es la forma "normal" de un elemento. Algunos elementos, y muchos isótopos, son radiactivamente inestables, lo que significa que eventualmente se desintegran en otros núcleos más estables.

TABLA 21.1 Abundancias cósmicas de los elementos
GRUPO ELEMENTAL DE PARTÍCULAS PORCENTAJE DE ABUNDANCIA POR NÚMERO *
Hidrógeno (1 partícula nuclear) 90
Helio (4 partículas nucleares) 9
Grupo de litio (partículas nucleares 7 y # 15111) 0.000001
Grupo de carbono (12 y # 15120 partículas nucleares) 0.2
Grupo de silicio (partículas nucleares 23 y # 15148) 0.01
Grupo de hierro (50 y # 15162 partículas nucleares) 0.01
Grupo de peso medio (63 y # 151100 partículas nucleares) 0.00000001
Grupo de mayor peso (más de 100 partículas nucleares) 0.000000001

Los 81 elementos estables que se encuentran en la Tierra constituyen la mayor parte de la materia del universo. Además, 10 elementos radiactivos, incluidos radón y uranio, también se encuentran de forma natural en nuestro planeta. A pesar de que sus vidas medias (el tiempo requerido para que la mitad de los núcleos se descompongan en otra cosa) de estos elementos son muy largas (millones o incluso miles de millones de años, típicamente), su desintegración constante significa que son escasos en la Tierra, en meteoritos. y en muestras lunares. (Más precisamente 7-2) No se observan en las estrellas & # 151; hay muy pocos de ellos para producir líneas espectrales detectables.

Además de estos 10 elementos radiactivos naturales, se han producido artificialmente 19 elementos radiactivos más en condiciones especiales en los laboratorios nucleares de la Tierra. Los escombros recolectados después de las pruebas de armas nucleares también contienen rastros de algunos de estos elementos. A diferencia de los elementos radiactivos naturales, estos artificiales se descomponen en otros elementos con bastante rapidez (en mucho menos de un millón de años). En consecuencia, también son de naturaleza extremadamente rara. Otros dos elementos completan nuestra lista. El prometio es un elemento estable que se encuentra en nuestro planeta solo como subproducto de experimentos de laboratorio nuclear. El tecnecio es un elemento inestable que se encuentra en las estrellas, pero que no se encuentra de forma natural en la Tierra.

ABUNDANCIA DE MATERIA

¿Cómo y dónde se formaron todos estos elementos? ¿Estuvieron siempre presentes en el universo o fueron creados después de la formación del universo? Desde la década de 1950, los astrónomos se han dado cuenta de que el hidrógeno y la mayor parte del helio del universo son primordial& # 151es decir, estos elementos datan de los tiempos más remotos. Todos los demás elementos de nuestro universo son el resultado de nucleosíntesis estelar& # 151es decir, se formaron por fusión nuclear en el corazón de las estrellas.

Para probar esta idea debemos considerar no solo la lista de diferentes tipos de elementos e isótopos, sino también de sus abundancias, que se muestra en la Figura 21.12. Esta curva se deriva en gran parte de estudios espectroscópicos de estrellas, incluido el Sol. La esencia de la figura se resume en la Tabla 21.1, que combina todos los elementos conocidos en ocho grupos distintos según el número de partículas nucleares (protones y neutrones) que contienen. (Todos los isótopos de todos los elementos se incluyen tanto en la Tabla 21.1 como en la Figura 21.12, aunque sólo unos pocos elementos están marcados con puntos y etiquetados en la figura). Cualquier teoría propuesta para la creación de los elementos debe reproducir estas abundancias observadas. La característica más obvia es que los elementos pesados ​​son mucho menos abundantes que la mayoría de los elementos ligeros. Sin embargo, los muchos picos y valles evidentes en la Figura 21.12 también representan limitaciones importantes.

Figura 21.12 Un resumen de la abundancia cósmica de los elementos y sus isótopos, expresada en relación con la abundancia de hidrógeno. El eje horizontal muestra el número atómico y el número de protones en el núcleo. Observe cuántos elementos terrestres comunes se encuentran en los "picos" de la distribución, rodeados por elementos que son decenas o cientos de veces menos abundantes. Observe especialmente el gran pico alrededor del elemento hierro.

QUEMADURA DE HIDRÓGENO Y HELIO

Comencemos por revisar las reacciones que conducen a la producción de elementos pesados ​​en varias etapas de la evolución estelar. La nucleosíntesis estelar comienza con la cadena de protones y protones estudiada en el capítulo 16. (Sec. 16.5) Siempre que la temperatura sea lo suficientemente alta y se produzcan al menos 10 7 K y 151 una serie de reacciones nucleares que finalmente formen un núcleo de helio ordinario (4 He ) de cuatro protones (1 H):

Recuerde que los positrones interactúan inmediatamente con los electrones libres cercanos, produciendo rayos gamma de alta energía a través de la aniquilación de materia y antimateria. Los neutrinos escapan rápidamente, transportando energía con ellos, pero sin desempeñar un papel directo en la nucleosíntesis. La validez de estas reacciones se ha confirmado directamente en experimentos nucleares llevados a cabo en laboratorios de todo el mundo durante las últimas décadas. En estrellas masivas, el ciclo CNO (Interludio 20-1) puede acelerar enormemente el proceso de combustión de hidrógeno, pero la reacción básica de 4 protones a 1 núcleo de helio, ilustrada en la figura 21.13, no cambia.

Figura 21.13 Diagrama de la reacción básica de combustión de hidrógeno de protones y protones # 151. Cuatro protones se combinan para formar un núcleo de helio-4, liberando energía en el proceso.

A medida que el helio se acumula en el núcleo de una estrella, la combustión cesa y el núcleo se contrae y se calienta. Cuando la temperatura supera los 10 8 K, el helio puede superar su repulsión eléctrica mutua, lo que reacción triple-alfa, que discutimos en el Capítulo 20: (Sec. 20.2)

El resultado neto de esta reacción es que tres núcleos de helio-4 se combinan en un núcleo de carbono-12 (Figura 21.14), liberando energía en el proceso.

Figura 21.14 Diagrama de la reacción básica de combustión de helio triple alfa que se produce en las estrellas posteriores a la secuencia principal. Tres núcleos de helio-4 se combinan para formar carbono-12.

QUEMADURA DE CARBONO Y CAPTURA DE HELIO

A temperaturas cada vez más altas, los núcleos cada vez más pesados ​​pueden ganar suficiente energía para superar la repulsión eléctrica entre ellos. Aproximadamente a 6 10 8 K (alcanzado solo en los núcleos de estrellas mucho más masivas que el Sol), los núcleos de carbono pueden fusionarse para formar magnesio, como se muestra en la Figura 21.15 (a):

Sin embargo, debido al rápido aumento de las cargas nucleares, es decir, el creciente número de protones en los núcleos, las reacciones de fusión entre cualquier núcleo más grande que el carbono requieren temperaturas tan altas que en realidad son bastante infrecuentes en las estrellas. La formación de la mayoría de los elementos más pesados ​​se produce por un camino más fácil. Por ejemplo, la fuerza de repulsión entre dos núcleos de carbono es tres veces mayor que la fuerza entre un núcleo de carbono y uno de helio. Por tanto, la fusión del carbono y el helio se produce a una temperatura más baja que aquella a la que se produce la fusión del carbono y el carbono. Como vimos en la Sección 20.3, a temperaturas superiores a 2 10 8 K, un núcleo de carbono-12 que choca con un núcleo de helio-4 puede producir oxígeno-16:

Si hay helio-4 presente, esta reacción, que se muestra en la Figura 21.15 (b), es mucho más probable que ocurra que la reacción carbono-carbono.

Figura 21.15 El carbono puede formar elementos más pesados ​​(a) por fusión con otros núcleos de carbono o, más comúnmente, (b) por fusión con un núcleo de helio.

De manera similar, el oxígeno-16 así producido puede fusionarse con otros núcleos de oxígeno-16 a una temperatura de aproximadamente 10 9 K para formar azufre-32,

pero es mucho más probable que un núcleo de oxígeno-16 capture un núcleo de helio-4 (si hay uno disponible) para formar neón-20:

La segunda reacción es más probable porque requiere una temperatura más baja que la necesaria para la fusión de oxígeno y oxígeno.

Por lo tanto, a medida que la estrella evoluciona, los elementos más pesados ​​tienden a formarse por captura de helio en lugar de por fusión de núcleos similares. Porque estos captura de helio Las reacciones son mucho más comunes, elementos con masas nucleares de 4 unidades (es decir, el helio mismo), 12 unidades (carbono), 16 unidades (oxígeno), 20 unidades (neón), 24 unidades (magnesio) y 28 unidades ( silicio) se destacan como picos prominentes en la Figura 21.12, nuestro gráfico de abundancias cósmicas. Cada elemento se construye combinando el elemento anterior y un núcleo de helio-4 a medida que la estrella evoluciona.

FORMACIÓN DE HIERRO

La captura de helio no es de ninguna manera el único tipo de reacción nuclear que ocurre en las estrellas evolucionadas. A medida que se acumulan núcleos de muchos tipos diferentes, es posible una gran variedad de reacciones. En algunos, los protones y neutrones se liberan de sus núcleos parentales y son absorbidos por otros, dando como resultado nuevos núcleos con masas intermedias entre las formadas por la captura de helio. Los estudios de laboratorio confirman que los núcleos comunes, como el flúor-19, el sodio-23, el fósforo-31 y muchos otros, se crean de esta manera. Sin embargo, sus abundancias no son tan grandes como las producidas directamente por la captura de helio, simplemente porque las reacciones de captura de helio son mucho más comunes en las estrellas. Por esta razón, muchos de estos elementos (aquellos con masas no divisibles por 4, la masa de un núcleo de helio) se encuentran en las depresiones de la Figura 21.12.

Alrededor del tiempo en que aparece el silicio-28 en el núcleo de una estrella, comienza una lucha competitiva entre la captura continua de helio para producir núcleos aún más pesados ​​y la tendencia de los núcleos más complejos a descomponerse en otros más simples. La causa de esta avería es el calor. A estas alturas, la temperatura del núcleo de la estrella ha alcanzado el valor inimaginablemente grande de 3 mil millones de K, y los rayos gamma asociados con esa temperatura tienen suficiente energía para romper un núcleo, como se ilustra en la Figura 21.16 (a). Este es el mismo proceso de fotodisintegración que finalmente acelerará el núcleo de hierro de la estrella en su colapso final hacia una supernova de Tipo II.

Figura 21.16 (a) A altas temperaturas, los núcleos pesados ​​(como el silicio, que se muestra aquí) se pueden romper en núcleos de helio mediante fotones de alta energía. (b) Otros núcleos pueden capturar los núcleos de helio & # 151 o partículas alfa & # 151 así producidos, formando elementos más pesados ​​por el llamado proceso alfa. Este proceso continúa hasta la formación de hierro.

Bajo el intenso calor, algunos núcleos de silicio-28 se rompen en siete núcleos de helio-4. Otros núcleos cercanos que aún no se han fotodisintegrado pueden capturar algunos o todos estos núcleos de helio-4, lo que lleva a la formación de elementos aún más pesados ​​(Figura 21.1b). El proceso de fotodisintegración proporciona materia prima que permite que el proceso de captura de helio avance a masas mayores. El proceso continúa, con la destrucción de algunos núcleos pesados ​​y el aumento de masa de otros. En sucesión, la estrella forma azufre-32, argón-36, calcio-40, titanio-44, cromo-48, hierro-52 y níquel-56. La cadena de reacciones que se construye desde el silicio 28 hasta el níquel 56 es

Este proceso de dos pasos - fotodesintegración seguido de la captura directa de algunos o todos los núcleos de helio-4 resultantes (o partículas alfa) & # 151 a menudo se denomina el proceso alfa.

El níquel-56 es inestable. Se descompone rápidamente, primero en cobalto-56, luego en un núcleo estable de hierro-56. Cualquier núcleo inestable continuará decayendo hasta que se logre la estabilidad, y el hierro-56 es el más estable de todos los núcleos. Por lo tanto, el proceso alfa conduce inevitablemente a la acumulación de hierro en el núcleo estelar.

Los 26 protones y los 30 neutrones del hierro están unidos con más fuerza que las partículas de cualquier otro núcleo. Se dice que el hierro tiene el mayor energía de enlace nuclear de cualquier elemento. Cualquier núcleo con más o menos protones o neutrones tiene menos energía de enlace nuclear y no es tan estable como el núcleo de hierro-56. Esta estabilidad mejorada del hierro explica por qué algunos de los núcleos más pesados ​​del grupo del hierro son más abundantes que muchos núcleos más ligeros (véanse la tabla 21.1 y la figura 21.12). Los núcleos tienden a acumularse cerca del hierro a medida que evolucionan las estrellas.

HACIENDO ELEMENTOS MÁS ALLÁ DEL HIERRO

Si el proceso alfa se detiene en el hierro, ¿cómo se formaron los elementos más pesados, como el cobre, el zinc y el oro? Para formarlos, debe haber estado involucrado algún proceso nuclear distinto de la captura de helio. Ese otro proceso es captura de neutrones& # 151la formación de núcleos más pesados ​​por la absorción de neutrones.

En las profundidades del interior de estrellas altamente evolucionadas, las condiciones son propicias para que se produzca la captura de neutrones. Los neutrones se producen como "subproductos" de muchas reacciones nucleares, por lo que hay muchos de ellos presentes para interactuar con el hierro y otros núcleos. Los neutrones no tienen carga, por lo que no hay una barrera repulsiva que puedan superar al combinarse con núcleos cargados positivamente. A medida que más y más neutrones se unen a un núcleo de hierro, su masa continúa creciendo.

Agregar neutrones a un núcleo & # 151hierro, por ejemplo & # 151no cambia el elemento. Más bien, se produce un isótopo más masivo. Sin embargo, con el tiempo, se agregan tantos neutrones al núcleo que se vuelve inestable y luego se desintegra radiactivamente para formar un núcleo estable de algún otro elemento. Luego continúa el proceso de captura de neutrones. Por ejemplo, un núcleo de hierro-56 puede capturar un solo neutrón (n) para formar un isótopo relativamente estable, el hierro-57:

Esta reacción puede ir seguida de otra captura de neutrones:

produciendo otro isótopo relativamente estable, hierro-58. El hierro-58 puede capturar otro neutrón para producir un isótopo de hierro aún más pesado:

Se sabe, a partir de experimentos de laboratorio, que el hierro-59 es radiactivamente inestable. Se descompone en aproximadamente un mes en cobalto-59, que es estable. El proceso de captura de neutrones luego se reanuda: el cobalto-59 captura un neutrón para formar el inestable cobalto-60, que a su vez se desintegra en níquel-60, y así sucesivamente.

Cada captura sucesiva de un neutrón por parte de un núcleo suele tardar alrededor de un año, por lo que la mayoría de los núcleos inestables tienen mucho tiempo para desintegrarse antes de que aparezca el siguiente neutrón. Los investigadores generalmente se refieren a este mecanismo de captura de neutrones & quotslow & quot como el proceso-s. Es el origen del cobre y la plata en las monedas en nuestros bolsillos, el plomo en las baterías de nuestro automóvil, el oro (y el circonio) en los anillos de nuestros dedos.

HACIENDO LOS ELEMENTOS MÁS PESADOS

El proceso-s explica la síntesis de núcleos estables hasta e incluido el bismuto-209, el núcleo no radiactivo más pesado conocido, pero no puede explicar los núcleos más pesados, como el torio-232, el uranio-238 o el plutonio-242. Cualquier intento de formar elementos más pesados ​​que el bismuto-209 mediante la captura lenta de neutrones fracasa porque los nuevos núcleos se desintegran en bismuto tan rápido como se forman. Debe haber otro mecanismo nuclear que produzca los núcleos más pesados. Este proceso se llama r-proceso (dónde r significa & quot; rápido & quot; en contraste con el & quotslow & quot s-proceso que acabamos de describir). El proceso r opera muy rápidamente, ocurriendo (creemos) literalmente durante la explosión de la supernova que señala la muerte de una estrella masiva.

Durante los primeros 15 minutos de la explosión de la supernova, el número de neutrones libres aumenta drásticamente a medida que los núcleos pesados ​​se rompen debido a la violencia de la explosión. A diferencia del proceso s, que se detiene cuando se queda sin núcleos estables, la tasa de captura de neutrones durante la supernova es tan grande que incluso los núcleos inestables pueden capturar muchos neutrones antes de que tengan tiempo de desintegrarse. Al bloquear neutrones en núcleos de peso ligero y medio, el proceso r es responsable de la creación de los elementos más pesados ​​conocidos. Los más pesados ​​de los elementos pesados, entonces, realmente nacen después sus estrellas madre han muerto. Sin embargo, debido a que el tiempo disponible para sintetizar estos núcleos más pesados ​​es tan breve, nunca llegan a ser muy abundantes. Los elementos más pesados ​​que el hierro (ver tabla 21.1) son mil millones de veces menos abundantes que el hidrógeno y el helio.

EVIDENCIA OBSERVACIONAL DE NUCLEOSÍNTESIS ESTELAR

The modern picture of element formation involves many different types of nuclear reactions occurring at many different stages of stellar evolution, from main-sequence stars all the way to supernovae. Light elements—from hydrogen to iron—are built first by fusion, then by alpha capture, with proton and neutron capture filling in the gaps. Elements beyond iron form by neutron capture and radioactive decay. We are reassured of the basic soundness of our theories by three convincing pieces of evidence.

First, the rate at which various nuclei are captured and the rate at which they decay are known from laboratory experiments. When these rates are incorporated into detailed computer models of the nuclear processes occurring in stars and supernovae, the resulting elemental abundances agree extremely well, point by point, with the observational data presented in Figure 21.12 and Table 21.1. The match is remarkably good for elements up through iron and is still fairly close for heavier nuclei. Although the reasoning is indirect, the agreement between theory and observation is so striking that most astronomers regard it as very strong evidence in support of the entire theory of stellar evolution and nucleosynthesis.

Second, the presence of one particular nucleus—technetium-99—provides direct evidence that heavy-element formation really does occur in the cores of stars. Laboratory measurements show that the technetium nucleus has a radioactive half-life of about 200,000 years. This is a very short time astronomically speaking. No one has ever found even traces of naturally occurring technetium on Earth because it all decayed long ago. The observed presence of technetium in the spectra of many red-giant stars implies that it must have been synthesized through neutron capture—the only known way that technetium can form—within the past few hundred thousand years. Otherwise, we would not observe it. Many astronomers consider the spectroscopic evidence for technetium as proof that the s-process really does operate in evolved stars.

Third, the study of typical light curves from Type I supernovae indicates that radioactive nuclei form as a result of the explosion. Figure 21.17(a) (see also Figure 21.7) displays the dramatic rise in luminosity at the moment of explosion and the characteristic slower decrease in brightness. Depending on the initial mass of the exploded star, the luminosity takes from several months to many years to decrease to its original value, but the forma of the decay curve is nearly the same for all exploded stars. These curves have two distinct features. After the initial peak, the luminosity first declines rapidly, then decreases at a slower rate. This change in the luminosity decay invariably occurs about 2 months after the explosion, regardless of the intensity of the outburst.

Figure 21.17 (a) The light curve of a Type I supernova, showing not only the dramatic increase and slow decrease in luminosity but also the characteristic change in the rate of decay about 2 months after the explosion (after the time indicated by the arrow). This particular supernova occurred in the faraway galaxy IC4182 in 1938. The crosses are the actual observations of the supernova's light. (b) Theoretical calculations of the light emitted by the radioactive decay of nickel-56 and cobalt-56 produce a light curve very similar to those actually observed in real supernova explosions, lending strong support to the theory of stellar nucleosynthesis.

We can explain the two-stage decline of the luminosity curve in Figure 21.17(a) in terms of the radioactive decay of unstable nuclei, notably nickel-56 and cobalt-56, produced in abundance during the early moments of the supernova explosion. From theoretical models of the explosion we can calculate the amounts of these elements expected to form, and we know their half-lives from laboratory experiments. Because each radioactive decay produces a known amount of visible light, we can then determine how the light emitted by these unstable elements should vary in time. The result is in very good agreement with the observed light curve in Figure 21.17(b)—the luminosity of a Type I supernova is entirely consistent with the decay of about 0.6 solar masses of nickel-56. More direct evidence for the presence of these unstable nuclei was first obtained in the 1970s, when a gamma-ray spectral feature of decaying cobalt-56 was identified in a supernova observed in a distant galaxy.


In alpha decay, an energetic helium ion (alpha particle) is ejected, leaving a daughter nucleus of atomic number two less than the parent and of atomic mass number four less than the parent. An example is the decay (symbolized by an arrow) of the abundant isotope of uranium, 238 U, to a thorium daughter plus an alpha particle:

Given for this and subsequent reactions are the energy released (Q) in millions of electron volts (MeV) and the half-life (t1⁄2). It should be noted that in alpha decays the charges, or number of protons, shown in subscript are in balance on both sides of the arrow, as are the atomic masses, shown in superscript.


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13 Stellar Explosions

To convert a WD into a Nova, WD has to be in a binary and binary separation has to be small. Then .

  • WD's gravity pulls matter (H & He) from the giant.
  • System becomes a mass-transferring binary
  • Matter builds up on WD's surface
  • WD becomes hotter & denser
    • T exceeds 10 7 K
    • H ignited ➤ He
    • Because stars rotate both around themselves (axial) and around each other (orbital):
      • matter doesn't fall directly onto WD
        • instead it misses the companion and
        • loops around behind it
        • Its temperature increase
        • Inner part of the becomes caliente: in Visible, UV, X-ray

        (a) The ejection of material from a star’s surface can clearly be seen in this image of Nova Persei, taken some 50 years after it suddenly brightened by a factor of 40,000 in 1901.

        (b) Nova Cygni erupted in 1992 (10 000 ly away).

        • At left, more than a year after the blast, a rapidly billowing bubble is seen.
        • At right, 7 months after that, the shell continued to expand and distort.
        • A low-mass star (< 8 M ) fuses only H and He and ends up as C-O White Dwarf.
        • A high-mass star can continue to fuse elements in its core right up to iron
        • After iron the fusion reaction is energetically unfavored.
        • As heavier elements are fused, the reactions go faster and the stage is over more quickly.
        • A 20 M star will burn carbon for about 10,000 years.
        • But its iron core lasts less than a day

        The figure shows the relative stability of nuclei.

        • On the left, nuclei gain energy through fusion.
          • the mass per particle decreases and energy is released.
          • the total mass again decreases and energy is again released

          Iron is the crossing point:

          • when the core has fused to iron, no more fusion can take place.
          • because it can be neither fused nor split to release energy.
          • The inward pressure is enormous, due to the high mass of the star.
          • There is nothing stopping the star from collapsing further
            • GRAVITY > PRESSURE
            • The neutrinos escape
            • The neutrons are compressed together until the whole star has the density of an atomic nucleus, about 10 15 kg/m 3 .
            • The collapse is still going on
              • it compresses the neutrons further until they recoil in an enormous explosion as a supernova.

              Supernova 1987A

              (Left) Before the event. (Right) After supernova explosion.

              • A supernova is a one-time event.
                • Once it happens, there is little or nothing left of the progenitor star.
                • Type I, which is a carbon-detonation supernova.
                • Type II, which is the death of a high-mass star
                • WD that has accumulated too much mass from binary companion.
                • If the white dwarf’s mass exceeds 1.4 M, electron degeneracy can no longer keep the core from collapsing.
                • Carbon fusion begins throughout the star almost simultaneously, resulting in a carbon explosion.

                It occurs when the core of a high-mass star collapses and then rebounds in a catastrophic explosion.

                Supernova Light Curves

                • In both cases, the maximum luminosity can sometimes reach that of a billion suns.
                • But there are characteristic differences in the falloff of the luminosity after the initial peak.
                  • Tipo i light curves somewhat resemble those of novae but the total release of energy is much larger.
                  • Tipo II curves have a characteristic plateau during the declining phase.

                  Supernovae leave remnants

                  Crab Supernova Remnant

                  • This remnant of an ancient Type II supernova.
                  • It has an angular diameter about 1/5 of the full Moon.
                  • Because its debris is scattered over a region of “only” 2 pc, the Crab is considered to be a young supernova remnant.
                  • In A.D. 1054, Chinese astronomers observed this supernova explosion.

                  Vela Supernova Remnant

                  • It spreads across 6° of the sky.
                  • The inset shows more clearly some of the details of the nebula’s extensive filament structure.

                  SN1987A Supernova Remnant

                  Through the years the remnant revealed itself. Now an expanding ring illuminated by the internal matter can easily be seen in both visible and X-ray wavelength bands.

                  • 115 elements in total
                  • There are 81 stable
                  • 10 radioactive (natural) elements - having long decays
                  • 19 radioactive (artificial) - having quick decays

                  Formed during normal stellar fusion: three helium nuclei fuse to form carbon.

                  This process requires 10 8 K and it is names as triple-alpha process.

                  Carbon can then fuse, either with itself or with alpha particles, to form more nuclei:

                  (a) This process requires 6 x 10 8 K and it is uncommon.

                  (b) This process requires 2 x 10 8 K and it is favorable.

                  Alpha Process

                  (a) At high temperatures, heavy nuclei (such as silicon, shown here) can be broken apart into helium nuclei by high-energy photons.

                  (b) Other nuclei can capture the helium nuclei (or alpha particles) thus produced, forming heavier elements by the so-called alpha process.

                  This process continues all the way to the formation of nickel-56 (in the iron group). Nickel-56 is unstable and therefore decays into cobalt-56 which decays into iron-56 which is the final element in this process

                  Sin embargo, within the cores of the most massive stars, neutron capture can create heavier elements, all the way up to bismuth-209.

                  The heaviest elements are made during the first few seconds of a supernova explosion.


                  Astatine Basic Facts

                  Atomic Number: 85

                  Descubrimiento: D.R. Corson, K.R. MacKenzie, E. Segre 1940 (United States). Dmitri Mendeleev's 1869 periodic table left a space below iodine, predicting the presence of astatine. Over the years, many researchers attempted to find natural astatine, but their claims were largely falsified. However, in 1936, Romanian physicist Horia Hulubei and French physicist Yvette Cauchois claimed to discover the element. Eventually, their samples were found to have contain astatine, but (partly because Hulubei had issued a false claim for element 87 discovery) their work was downplayed and they never received official credit for the discovery.

                  Word Origin: Greek astatos, unstable. The name refers to the element's radioactive decay. Like other halogen names, astatine's name reflects a property of the element, with the characteristic "-ine" ending.

                  Isótopos: Astatine-210 is the longest-lived isotope, with a half-life of 8.3 hours. Twenty isotopes are known.

                  Propiedades: Astatine has a melting point of 302°C, an estimated boiling point of 337°C, with probable valences of 1, 3, 5, or 7. Astatine possesses characteristics common to other halogens. It behaves most similarly to iodine, except that At exhibits more metallic properties. The interhalogen molecules AtI, AtBr, and AtCl are known, although it has not been determined whether or not astatine forms diatomic At2. HAt and CH3At have been detected. Astatine probably is capable of accumulating in the human thyroid gland.

                  Fuentes: Astatine was first synthesized by Corson, MacKenzie, and Segre at the University of California in 1940 by bombarding bismuth with alpha particles. Astatine may be produced by bombarding bismuth with energetic alpha particles to produce At-209, At-210, and At-211. These isotopes can be distilled from the target upon heating it in air. Small quantities of At-215, At-218, and At-219 occur naturally with uranium and thorium isotopes. Trace amounts of At-217 exist in equilibrium with U-233 and Np-239, resulting from the interaction between thorium and uranium with neutrons. The total amount of astatine present in the Earth's crust is less than 1 ounce.

                  Usos: Similar to iodine, astatine may be used as a radioisotope in nuclear medicine, mainly for cancer treatment. The most useful isotope maybe astatine-211. Although its half-life is only 7.2 hours, it may be used for targeted alpha particle therapy. Astatine-210 is more stable, but it decays into deadly polonium-210. In animals, astatine is known to concentrate (like iodine) in the thyroid gland. Additionally, the element becomes concentrated in the lungs, spleen, and liver. The element's use is controversial, as it has been shown to cause breast tissue changes in rodents. While researchers may safely handle trace quantities of astatine in well-ventilated fume hoods, working with the element is extremely dangerous.


                  Nucleosíntesis

                  Helium and the heavier elements are synthesized in stars this idea was first developed in 1956/57 by Fowler, Hoyle, and the Burbidges. Nucleosynthesis has occurred continuously in the Galaxy for many thousands of millions of years as a by-product of stellar evolution. While a star remains on the main sequence, hydrogen in its central core will be converted to helium by the proton-proton chain reaction or the carbon cycle the core temperature is then about 10 7 K.

                  When the central hydrogen supplies are exhausted, the star will begin to evolve off the main sequence. Its core, now composed of helium, will contract until a temperature of 10 8 K is reached carbon-12 can then be formed by the triple alpha process, i.e. by helium burning. In stars more than twice the Sun's mass a sequence of reactions, involving further nuclear fusion, produces oxygen, neon, and magnesium in the forms 16 O, 20 Ne, 24 Mg, and then, at temperatures increasing up to about 3.5 × 10 9 K, 28 Si to 56 Fe. Even higher temperatures will trigger reactions by which almost all elements up to a mass number (A) of 56 can be synthesized. La iron-peak elements, i.e. 56 Fe, 56 Ni, 56 Co, etc., represent the end of the nucleosynthesis sequence by nuclear fusion: further fusion would require rather than liberate energy because nuclei with this mass number have the maximum binding energy per nucleon.

                  The formation of nuclei with A ≥ 56 requires nuclear reactions involving neutron capture: neutrons can be captured at comparatively low energies because of their lack of charge. If there is a supply of free neutrons in a star, produced as by-products of nuclear-fusion reactions, the s-process can slowly synthesize nuclei up to 209 Bi. An intense source of neutrons allows the r-process to generate nuclei up to 254 Cf, or higher, in a very short period. Such intense neutron fluxes arise in supernovae.

                  The synthesized elements are precipitated into the interstellar medium by various mass-loss processes these include stellar winds from giant stars, planetary nebulae, and nova explosions for elements up to silicon, and supernovae for the iron-peak elements and heavier nuclei.


                  Ver el vídeo: Cómo hacer CRISTALES de BISMUTO (Diciembre 2022).