Papel B 2 FH

El artículo B2FH ^{[ 1 ]} fue un trabajo científico fundamental sobre el origen de los elementos químicos. Su título original es " Síntesis de los elementos en las estrellas ^" , pero se le conoce como B2FH ^por las iniciales de sus autores: Margaret Burbidge , Geoffrey Burbidge , William A. Fowler y Fred Hoyle . Fue escrito entre 1955 y 1956 en la Universidad de Cambridge y Caltech , y publicado en Reviews of Modern Physics en 1957.

El artículo B ² FH revisó la teoría de la nucleosíntesis estelar y la fundamentó con datos astronómicos y de laboratorio. Identificó los procesos de nucleosíntesis responsables de la producción de los elementos más pesados ​​que el hierro y explicó sus abundancias relativas . El artículo tuvo una gran influencia tanto en la astronomía como en la física nuclear .

Antes de la publicación del artículo B ² FH, George Gamow defendió una teoría del Universo en la que casi todos los elementos químicos , o equivalentemente los núcleos atómicos , se sintetizaron durante el Big Bang . La teoría de Gamow (que difiere de la teoría actual de la nucleosíntesis del Big Bang ) implicaría que la abundancia de los elementos químicos se mantendría mayormente estática a lo largo del tiempo. Arthur Eddington había especulado que la conversión de hidrógeno en helio por fusión nuclear podría proporcionar la energía necesaria para alimentar las estrellas en 1920. ^{[ 2 ] [ 3 ]} Hans Bethe y Charles L. Critchfield habían demostrado el mecanismo para la fusión estelar del helio al derivar la cadena protón-protón (cadena pp) en 1938. ^{[ 4 ]} Carl von Weizsäcker ^{[ 5 ]} y Hans Bethe ^{[ 6 ]} habían derivado independientemente el ciclo CNO en 1938 y 1939, respectivamente. Así, Gamow y otros sabían que las abundancias de hidrógeno y helio no eran perfectamente estáticas. Según su teoría, la fusión estelar produciría pequeñas cantidades de helio, que apenas aumentarían su abundancia con respecto al Big Bang. Esta energía nuclear estelar no requería una nucleosíntesis estelar sustancial . Los elementos a partir del carbono seguían siendo un misterio.

Fred Hoyle propuso una hipótesis sobre el origen de los elementos pesados. A partir de un artículo publicado en 1946 y ampliado en 1954, ^{[ 7 ]} Hoyle planteó que todos los núcleos atómicos más pesados ​​que el litio se sintetizaron en las estrellas . Ambas teorías coincidían en que algunos núcleos ligeros (hidrógeno, helio y una pequeña cantidad de litio) no se produjeron en las estrellas, lo que dio lugar a la teoría, ahora aceptada, de la nucleosíntesis del Big Bang de H, He y Li.

El artículo de B ² FH era, aparentemente, un artículo de revisión que resumía los avances recientes en la teoría de la nucleosíntesis estelar . ^{[ 8 ]} Sin embargo, fue más allá de una simple revisión del trabajo de Hoyle, al incorporar mediciones observacionales de abundancias elementales publicadas por los Burbidge y los experimentos de laboratorio de Fowler sobre reacciones nucleares. El resultado fue una síntesis de teoría y observación que proporcionó evidencia convincente para la hipótesis de Hoyle.

La teoría predijo que la abundancia de los elementos evolucionaría a lo largo del tiempo cosmológico, una idea que puede comprobarse mediante espectroscopia astronómica . Cada elemento posee un conjunto característico de líneas espectrales , por lo que la espectroscopia estelar puede utilizarse para inferir la composición atmosférica de estrellas individuales. Las observaciones indican una fuerte correlación negativa entre el contenido inicial de elementos pesados ​​de una estrella (conocido como metalicidad ) y su edad. Las estrellas de formación más reciente tienden a tener una mayor metalicidad.

El universo primitivo estaba compuesto únicamente por los elementos ligeros formados durante la nucleosíntesis del Big Bang . La estructura estelar y el diagrama de Hertzsprung-Russell indican que la duración de la vida de una estrella depende en gran medida de su masa inicial: las estrellas más masivas tienen una vida muy corta, mientras que las menos masivas viven más tiempo. El artículo de B2FH ^argumentaba que, al morir una estrella, enriquece el medio interestelar con «elementos pesados» (en este caso, todos los elementos más pesados ​​que el litio), a partir de los cuales se forman nuevas estrellas.

El artículo de B ² FH describió aspectos clave de la física nuclear y la astrofísica involucradas en cómo las estrellas producen estos elementos pesados. Al examinar la tabla de nucleidos , los autores identificaron diferentes entornos estelares que podrían producir los patrones de abundancia isotópica observados y los procesos nucleares que deben ser responsables de ellos. Los autores invocan procesos de física nuclear, ahora conocidos como proceso p , proceso r y proceso s , para explicar los elementos más pesados ​​que el hierro . Las abundancias de estos elementos pesados ​​y sus isótopos son aproximadamente 100 000 veces menores que las de los elementos principales, lo que apoyó la hipótesis de Hoyle de 1954 sobre la fusión nuclear dentro de las capas ardientes de las estrellas masivas. ^{[ 7 ]}

B ² FH describió y analizó exhaustivamente la nucleosíntesis de los elementos más pesados ​​que el hierro mediante la captura dentro de las estrellas de neutrones libres. Avanzó mucho menos en la comprensión de la síntesis de los elementos muy abundantes desde el silicio hasta el níquel. El artículo no incluyó el proceso de combustión del carbono , el proceso de combustión del oxígeno y el proceso de combustión del silicio , cada uno de los cuales contribuye a los elementos desde el magnesio hasta el níquel. Hoyle ya había sugerido que la nucleosíntesis de supernovas podría ser responsable de estos en su artículo de 1954. ^{[ 7 ]} Donald D. Clayton ha atribuido el menor número de citas al artículo de Hoyle de 1954 en comparación con B ² FH como una combinación de factores: la dificultad de digerir el artículo de Hoyle de 1954 incluso para sus coautores de B ² FH, y entre los astrónomos en general; a que Hoyle describió su ecuación clave solo en palabras ^{[ 9 ]} en lugar de escribirla prominentemente en su artículo; y a la revisión incompleta de Hoyle del borrador B ² FH. ^{[ 10 ]}

El físico nuclear de Caltech, William Alfred Fowler, aprovechó su año sabático para visitar a Hoyle en Cambridge entre 1954 y 1955. Ambos invitaron a Margaret Burbidge y Geoffrey Burbidge a unirse a ellos en Cambridge, ya que la pareja había publicado recientemente un extenso trabajo sobre abundancias estelares necesario para poner a prueba la hipótesis de Hoyle. Los cuatro colaboraron en varios proyectos durante su estancia en Cambridge; Fowler y Hoyle comenzaron a trabajar en una revisión que se convertiría en B ² FH. Fowler regresó a Caltech con el trabajo aún incompleto y animó a los Burbidge a unirse a él en California. Ambos obtuvieron puestos temporales en Caltech en 1956, creados por Fowler para este propósito. El primer borrador completo fue finalizado por los Burbidge en Caltech en 1956, tras añadir extensas observaciones astronómicas y datos experimentales para respaldar la teoría. Margaret Burbidge, primera autora del artículo , completó gran parte del trabajo estando embarazada. ^{[ 11 ]} El trabajo final tiene 104 páginas , con 34 gráficos , 4 láminas fotográficas y 22 tablas ; a pesar de esta extensión, no tiene resumen . ^{[ 1 ]}

Algunos han supuesto que Fowler era el líder del grupo porque la redacción y la presentación para su publicación se realizaron en Caltech en 1956, pero Geoffrey Burbidge ha afirmado que esto es un error. Fowler, aunque un físico nuclear consumado, todavía estaba aprendiendo la teoría de Hoyle en 1955 y más tarde declaró que Hoyle era el líder intelectual. ^{[ 12 ]} Los Burbidge también aprendieron la teoría de Hoyle entre 1954 y 1955 en Cambridge. «No había un líder en el grupo», escribió G. Burbidge en 2008, «todos hicimos contribuciones sustanciales». ^{[ 13 ]}

El experimento B ² FH atrajo la atención científica hacia el campo de la astrofísica nuclear . Al revisar la teoría de la nucleosíntesis estelar y respaldarla con evidencia observacional, B ² FH consolidó firmemente la teoría entre los astrónomos.

Fowler recibió la mitad del Premio Nobel de Física de 1983 , posiblemente por su contribución a B ² FH. El comité del Nobel declaró: "Junto con varios colaboradores, [Fowler] desarrolló, durante la década de 1950, una teoría completa de la formación de los elementos químicos en el universo". ^{[ 14 ]} Las contribuciones de Fowler a B ² FH incluyeron la física nuclear del proceso s y el proceso r .

Algunos han argumentado que Fred Hoyle merecía un reconocimiento similar por su trabajo teórico sobre el tema, y ​​sostienen que sus puntos de vista poco ortodoxos sobre el Big Bang le impidieron recibir una parte del Premio Nobel. Geoffrey Burbidge , por ejemplo, argumentó en 2008 que "Hoyle debería haber recibido un Premio Nobel por este y otros trabajos". También especuló que la razón por la que Hoyle se quedó con las manos vacías fue que "se creía que Fowler era el líder del grupo". ^{[ 13 ]} Burbidge insistió en que esta percepción era falsa y señaló los trabajos fundamentales anteriores de Hoyle de 1946 ^{[ 15 ]} y 1954. ^{[ 7 ]}

Fowler, en su propio discurso de aceptación del Premio Nobel, escribió sobre Hoyle: «Fred Hoyle fue la segunda gran influencia en mi vida. El gran concepto de nucleosíntesis en las estrellas fue establecido definitivamente por primera vez por Hoyle en 1946». ^{[ 16 ]}

El biógrafo de Hoyle, Mitton, ha especulado que Hoyle fue excluido por el comité del Nobel porque anteriormente se había manifestado en contra de la injusticia de que el comité del Nobel pasara por alto a Jocelyn Bell Burnell para el premio de 1974. ^{[ 17 ]}

En 2007 se celebró una conferencia en Caltech en Pasadena, California, para conmemorar el 50 aniversario de la publicación de B ² FH, ^{[ 18 ]} donde Geoffrey Burbidge presentó comentarios sobre la escritura de B ² FH.

• Artículo de Alpher-Bethe-Gamow

• Burbidge, E. Margaret; Burbidge, GR; Fowler, William A.; Hoyle, F. (1957). "Síntesis de los elementos en las estrellas" . Reviews of Modern Physics . 29 (4): 547– 650. Bibcode : 1957RvMP...29..547B . doi : 10.1103/RevModPhys.29.547 .