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AUDIO EXPLICATIVO DE LA NUCLEOSÍNTESIS ESTELAR Y EXPLOSIVA

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AUDIO EXPLICATIVO DE LA NUCLEOSÍNTESIS ESTELAR Y EXPLOSIVA

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https://drive.google.com/file/d/1We2HJAclBlDewtWkE3Zb0udxY-AF0eVy/view?usp=sharing

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En un principio se pensó que el Proceso P era un proceso de captura protónica que se da durante las supernovas. Entonces se entendió que las densidades protónicas son demasiado pequeñas y las abundancias isotópicas no pueden ser explicadas mediante esta reacción.
Actualmente se cree que las causas de la abundancia de isótopos de Z > 100 ricos en protones son las reacciones de fotodesintegración. Las reacciones relevantes son las ocasionadas por los rayos gamma y neutrones y los rayos gamma y alfa.

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También llamado captura rápida de protones, consiste en una serie de capturas protónicas por unos núcleos iniciales que dan lugar a elementos más pesados. Es responsable de la formación de una gran mayoría de los elementos pesados (por encima del ⁵⁶Fe) presentes en el Universo. Se cree que con este proceso no se pueden crear elementos más pesados que el telurio.
Es necesaria una alta temperatura y altos niveles de Hidrógeno.

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Los elementos pesados (más pesados que el níquel) son creados principalmente por este proceso. Se denomina captura neutrónica  y es un tipo de reacción nuclear en la que un neutrón libre colisiona con un núcleo atómico sin producir fisión, de suerte que se combinan para formar un núcleo más pesado.  Interviene la  velocidad de los neutrones, por lo tanto la temperatura tambiién.
En la foto se puede apreciar  cuando el ²⁰⁶Pb captura tres neutrones dando ²⁰⁹Pb, el cual a su vez se desintegra emitiendo un electrón resultando ²⁰⁹Bi, reanudándose el proceso.

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La nucleosíntesis explosiva es la creación de elementos pesados ​​que se produce en el corazón de una supernova. Una supernova es un evento astronómico enormemente enérgico donde una estrella supergigante agota su combustible nuclear y colapsa bajo su propia gravedad. La materia que cae rebota contra un núcleo superdenso, creando una explosión y un frente de choque que viaja fuera del núcleo a una velocidad de hasta 2000 km / s.

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El proceso de la nucleosíntesis resultó muy importante en la formación del Universo tal y como lo conocemos, ya que como resultado de los procesos aquí expuestos, se han formado elementos pesados a partir de núcleos atómicos de configuración atómica más simple, como el H y el He, y toda la materia existente.
Cabe mencionar la gran importancia que tiene este proceso en una de las teorías más conocidas, como es el Big Bang, ayudando tanto en su formulación, como en su demostración.
También la nucleosíntesis nos ayuda a comprender un poco más la naturaleza de la antimateria, determinados procesos que ocurren en el espacio, como las supernovas y los rayos cósmicos, el comportamiento de las partículas subatómicas, la radiación alfa y, poco a poco, vamos entendiendo más cómo funciona el Universo.

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El resultado de la colisión es la fragmentación de los núcleos de C,N y O presentes en los rayos cósmicos y la expulsión de grandes miembros de nucleones (protones y neutrones) desde el objeto impactado.

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La espalación de rayos cósmicos produce:

-Algunos de los elementos más ligeros presentes en el Universo (aunque no una cantidad significante de deuterio).

-Gran parte de la espalación se cree responsable de la generación de todo o casi todo el He-3 y los elementos Li, Be y B. Hay que notar que el Be y el B no se producen de manera significativa en procesos de fusión estelar, porque la inestabilidad de cualquier Be-8 formado de 2 núcleos de He-4 previene la reacción simple de dos partículas construida de estos elementos.
-Elementos como: isótopos de Al, C (C-14), Cl, I y Ne.

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Primero se va a dar un proceso llamado "espalación de rayos cósmicos" que consiste en el impacto de los rayos cósmicos contra la materia interestelar.

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NUCLEOSÍNTESIS INTERESTELAR PRODUCIDA POR LOS RAYOS CÓSMICOS

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NUCLEOSÍNTESIS INTERESTELAR PRODUCIDA POR LOS RAYOS CÓSMICOS

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Lo curioso del asunto es que hay muchos elementos involucrados, pero fíjate: en un paso se consume carbono-12, que se produce en otro paso. El nitrógeno-13 se produce en un paso y se consume en otro. Y lo mismo pasa con todos los demás elementos involucrados excepto el hidrógeno y el helio, de manera que si “sumas” todas las reacciones de fusión del ciclo, al final lo que pasa es que se consumen núcleos de hidrógeno (protones) y se produce helio-4. Los demás elementos actúan de “catalizadores”, haciendo que este tipo de fusión sea más rápido que en su ausencia.

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El ciclo CNO empieza a producirse a temperaturas en torno a los 12,5 millones de grados pero no es hasta los 20 millones cuando, realmente, domina. En el Sol dominan totalmente las cadenas PP siendo así que el 98,5% de la energía generada es a través de dicho mecanismo, mientras que sólo el 1,5% restante se produce gracias al ciclo CNO. Pero conque nuestra estrella fuera un 20% más masiva, la energía ya provendría, mayoritariamente, de las reacciones CNO.

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El ciclo CNO es mucho más dependiente de la temperatura que las cadenas PP por lo que a temperaturas elevadas (a partir de 2·107K) pasa a ser la reacción dominante y la que aporta el grueso de la energía de la estrella algo que sólo se da a partir de 1,5 masas solares. Debido a esa gran dependencia con la temperatura los núcleos CNO son pequeños y convectivos mientras que los PP son mayores y radiativos. El menor tiempo limitante de las estrellas CNO también hace que consuman en mucho menos tiempo su hidrógeno.

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Se denomina ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno. Se da en estrellas más grandes.

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FASE 5. FORMACIÓN DE UNA PARTÍCULA ALFA.

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FASE 5. FORMACIÓN DE UNA PARTÍCULA ALFA.

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A partir de la fase 4 se da  un núcleo de helio-4, muchísima energía fotónica, y dos protones libres de nuevo (que vuelven al principio de la cadena para fusionarse, etc.).

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El paso final puede seguir varios caminos, pero el más común es que se unan dos de esos núcleos de helio-3.

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A continuación, ese núcleo de deuterio se fusiona con otro núcleo de hidrógeno (otro protón), de manera que se tienen dos protones y un neutrón, es decir, un núcleo de helio-3.

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Este paso implica la interacción débil ya que se realiza la transmutación de uno de los protones en un neutrón para formar deuterio. Este proceso requiere energía y produce un positrón y un neutrino electrónico.

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Con el desarrollo de la mecánica cuántica, se dió cuenta de que en esta escala, los protones deben considerarse que tienen propiedades de onda y que existía la posibilidad de hacer un túnel a través de la barrera de Coulomb para producir la fusión de los protones.

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Este es el proceso de fusión nuclear que alimenta al Sol y otras estrellas que tienen temperatura del núcleo menor de 15 millones de grados Kelvin. El ciclo de reacción produce unos 25 MeV de energía. Con la fusión del Hidrógeno se obtienen positrones, neutrinos y rayos gamma.

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Existen la vía protón-protón y la vía CNO.

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El papel principal en la creación de elementos químicos corresponde a las estrellas masivas; estas son la sede de una sucesión de reacciones nucleares, cada vez más complejas, que permiten todos los elementos más ligeros que el hierro, el silicio, el azufre o el cobre. Las estrellas masivas son las que finalmente explotarán como supernovas. Un ejemplo sería la estrella R136a1, con 265 masas solares.

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La producción de átomos más pesados que el Hidrógeno y el Helio se realiza en las estrellas. Sin este proceso no se podrían haber formado los planetas y mucho menos la vida como la conocemos hoy en día. Los elementos producidos por las estrellas, los expulsan hacia el espacio por medio de vientos estelares y nebulosas planetarias.

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Barrera de Coulomb: Es la barrera de energía debida a la interacción electrostática que el núcleo atómico debe superar para experimentar una reacción nuclear.
MeV: Unidad de energía (mega electronvoltios) = 1'602*10^-13 J
Positrón: Antipartícula del electrón: Partícula elemental que tiene la misma masa, igual carga pero opuesta y momento magnético de sentido contrario que los del electrón.
Neutrino: Antipartícula del neutrón.
Rayo cósmico: Son partículas (desde electrones desviados hasta partículas alfa) altamente cargadas de energía de fuera de la Tierra.
Reacciones de fotodesintegración: Es un proceso físico en el cual un fotón gamma de muy alta energía es absorbido por un núcleo atómico causando que este entre en un estado excitado, que inmediatamente decae emitiendo una partícula subatómica. Un solo protón, neutrón o partícula alfa es efectivamente expulsada del núcleo por el rayo gamma incidente. Este proceso es el inverso al de fusión nuclear.

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Se denomina "Era de la nucleosíntesis primordial" al instante del universo en el que la energía de los electrones dejó de ser suficiente para convertir los protones en neutrones. Una vez que esto sucedió y tuvimos un universo en el que protones y neutrones se comportaban como lo hacen a día de hoy, pudieron comenzar a formar núcleos atómicos sin que estos fuesen destrozados por efectos térmicos (En sus primeros tres minutos de vida, el Universo pasó de una temperatura aproximada de 100000000000000000000000000 millones K a 1 billón K)

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Estos dos procesos competirían simultáneamente por mantener nivelado el número de protones y de neutrones. Ahora bien, mientras que el primer proceso es natural, el segundo requiere grandes temperaturas que den a los electrones las energías cinéticas apropiadas.

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Debido a la elevada temperatura y, por tanto, a la elevada energía que tendrían todos los electrones del universo, el proceso contrario, mediante el cual un protón absorbiese un electrón y se convirtiese en neutrón emitiendo un neutrino, sería posible.

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Supongamos que en un punto del universo primitivo había protones y neutrones (nucleones preexistentes), a partes iguales, sueltos. En estas circunstancias, los neutrones tenderían naturalmente a convertirse en protones liberando electrones y neutrinos:

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En el contexto de la teoría del Big Bang, los elementos ligeros como Deuterio (con la unión de un protón y un neutrón); Helio y Tritio (cuando la mayor parte del Deuterio empezó a chocar con otros protones y neutrones); y Litio (se pudo haber formado por coalescencia de un núcleo de Tritio y dos de Deuterio) se habrían creado en los primeros tres minutos del Universo, mientras que el resto de la tabla periódica se habría creado en el interior de las estrellas.

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Los procesos de nucleosíntesis consisten en la formación de elementos pesados a partir de los elementos de configuración atómica más simple como el Hidrógeno o el Helio.
La nucleosíntesis se produce en el Cosmos y existen tres tipos:
-La nucleosíntesis cosmológica en el Big Bang.
-Nucleosíntesis durante la evolución de la vida en las estrellas.
-Nucleosíntesis en el medio interestelar inducida por los rayos cósmicos.