proceso r

En astrofísica nuclear , el proceso de captura rápida de neutrones , también conocido como proceso r , es un conjunto de reacciones nucleares responsables de la creación de aproximadamente la mitad de los núcleos atómicos más pesados ​​que el hierro , los "elementos pesados", mientras que la otra mitad se produce principalmente mediante el proceso s . El proceso r sintetiza los isótopos estables más ricos en neutrones de los elementos pares, y aquellos separados de los isótopos beta estables por aquellos que no lo son a menudo tienen rendimientos muy bajos del proceso s y se consideran núcleos solo r ; los isótopos más pesados ​​de la mayoría de los elementos pares, desde el zinc hasta el mercurio, entran en esta categoría. Los picos de abundancia para el proceso r ocurren cerca de los números de masa A = 82 (elementos Se, Br y Kr), A = 130 (elementos Te, I y Xe) y A = 196 (elementos Os, Ir y Pt). Además, todos los elementos más pesados ​​que el bismuto, incluidos el torio y el uranio naturales (y otros actínidos), deben originarse en última instancia en un núcleo de proceso r .

El proceso r implica una sucesión de capturas rápidas de neutrones (de ahí su nombre) por uno o más núcleos semilla pesados , que generalmente comienzan con núcleos en el pico de abundancia centrado en ⁵⁶ Fe . Las capturas deben ser rápidas en el sentido de que los núcleos no deben tener tiempo de sufrir desintegración radiactiva (típicamente por desintegración β⁻ ⁾ antes de que llegue otro neutrón para ser capturado. Esta secuencia puede continuar hasta el límite de estabilidad de los núcleos cada vez más ricos en neutrones (la línea de goteo de neutrones ) para retener físicamente los neutrones según lo rige la fuerza nuclear de corto alcance. Por lo tanto, el proceso r debe ocurrir en lugares donde existe una alta densidad de neutrones libres . En algún momento después de las capturas de neutrones, el núcleo se desintegra beta de vuelta a la línea de estabilidad (al igual que con los productos de fisión ), lo que resulta en un isótopo estable del mismo número másico A, y normalmente el más rico en neutrones de ellos.

Los primeros estudios teorizaron que se requerirían ^10²⁴ neutrones libres por cm³ ^,  para temperaturas de aproximadamente 1 GK, con el fin de igualar los puntos de espera, en los que ya no se pueden capturar más neutrones, con los números másicos de los picos de abundancia de los núcleos del proceso r . ^{[ 1 ]} Esto equivale a casi un gramo de neutrones libres en cada centímetro cúbico, una cantidad asombrosa que requiere ubicaciones extremas. Tradicionalmente, esto sugería el material eyectado del núcleo reexpandido de una supernova de colapso de núcleo , como parte de la nucleosíntesis de supernova , ^{[ 2 ]} o la descompresión de la materia de la estrella de neutrones expulsada por la fusión de un sistema binario de estrellas de neutrones en una kilonova . ^{[ 3 ]} La contribución relativa de cada una de estas fuentes a la abundancia astrofísica de los elementos del proceso r es objeto de investigación continua a fecha de 2018.. ^{[ 4 ]}

En las explosiones de armas termonucleares se produce, en menor medida, una serie de capturas de neutrones similar al proceso r (normalmente en el uranio-238 ) , que puede potenciarse mediante un diseño específico. Los elementos einstenio (elemento 99, A = 252) y fermio (elemento 100, A = 257) aparecen en la lluvia radiactiva de las armas nucleares , y, en general, esta captura de neutrones da lugar a isótopos tan pesados ​​como A = 257.

El proceso r contrasta con el proceso s , el otro mecanismo predominante para la producción de elementos pesados, que es la nucleosíntesis por medio de capturas lentas de neutrones. En general, los isótopos involucrados en el proceso s tienen vidas medias lo suficientemente largas como para permitir su estudio en experimentos de laboratorio, pero esto no suele ser cierto para los isótopos involucrados en el proceso r . ^{[ 5 ]} El proceso s ocurre principalmente dentro de estrellas ordinarias, particularmente estrellas AGB , donde el flujo de neutrones es suficiente para que las capturas de neutrones se repitan cada 10–100 años, demasiado lento para el proceso r , que requiere hasta 100 capturas por segundo. El proceso s es secundario , lo que significa que requiere isótopos pesados ​​preexistentes como núcleos semilla que se convierten en otros núcleos pesados ​​por una secuencia lenta de capturas de neutrones libres. Los escenarios del proceso r crean sus propios núcleos semilla, por lo que podrían ocurrir en estrellas masivas que no contienen núcleos semilla pesados. En conjunto, los procesos r y s explican casi la totalidad de la abundancia de elementos químicos más pesados ​​que el hierro. El reto histórico ha consistido en localizar entornos físicos adecuados a sus escalas temporales.

Tras las investigaciones pioneras sobre el Big Bang y la formación de helio en las estrellas, se sospechó la existencia de un proceso desconocido responsable de la producción de los elementos más pesados ​​que se encuentran en la Tierra a partir de hidrógeno y helio. Un primer intento de explicación provino de Subrahmanyan Chandrasekhar y Louis R. Henrich, quienes postularon que los elementos se producían a temperaturas entre 6.000 y 8.000 millones de K. Su teoría explicaba los elementos hasta el cloro , aunque no había explicación para los elementos con un peso atómico superior a 40 uma en abundancias no despreciables. ^{[ 6 ]} Esto se convirtió en la base de un estudio de Fred Hoyle , quien hipotetizó que las condiciones en el núcleo de las estrellas en colapso permitirían la nucleosíntesis del resto de los elementos mediante la captura rápida de neutrones libres densamente empaquetados. Sin embargo, quedaban preguntas sin respuesta sobre el equilibrio en las estrellas, necesario para equilibrar las desintegraciones beta y explicar con precisión las abundancias de los elementos que se formarían en tales condiciones. ^{[ 6 ]}

La necesidad de un entorno físico que proporcione una captura rápida de neutrones , que se sabía que casi con certeza tenía un papel en la formación de elementos, también se vio en una tabla de abundancias de isótopos de elementos pesados ​​por Hans Suess y Harold Urey en 1956. ^{[ 7 ]} Su tabla de abundancias reveló abundancias mayores que el promedio de isótopos naturales que contenían números mágicos ^{[ a ]} ​​de neutrones, así como picos de abundancia aproximadamente 10 uma más ligeros que los núcleos estables que contenían números mágicos de neutrones que también estaban en abundancia, lo que sugiere que se formaron núcleos radiactivos ricos en neutrones que tenían los números mágicos de neutrones pero aproximadamente diez protones menos. Estas observaciones también implicaron que la captura rápida de neutrones ocurría más rápido que la desintegración beta , y los picos de abundancia resultantes fueron causados ​​por los llamados puntos de espera en los números mágicos. ^{[ 1 ] [ b ]} Este proceso, la captura rápida de neutrones por isótopos ricos en neutrones, se conoció como el proceso r , mientras que el proceso s recibió su nombre por su característica captura lenta de neutrones. En 1957, en el artículo de revisión B ² FH ^{[ 1 ]} , se publicó una tabla que distribuía los isótopos pesados ​​entre el proceso s y el proceso r , donde se denominó al proceso r y se describió la física que lo rige. ^{[ 8 ]} Alastair GW Cameron también publicó un estudio más breve sobre el proceso r ese mismo año. ^{[ 9 ]}

El proceso r estacionario , tal como se describe en el artículo de B ² FH, fue demostrado por primera vez en un cálculo dependiente del tiempo en Caltech por Phillip A. Seeger, William A. Fowler y Donald D. Clayton , ^{[ 10 ]} quienes encontraron que ninguna instantánea temporal individual coincidía con las abundancias del proceso r solar , pero que, al superponerse, sí se logró una caracterización exitosa de la distribución de abundancia del proceso r . Las distribuciones de tiempo más corto enfatizan las abundancias en pesos atómicos menores que A = 140 , mientras que las distribuciones de tiempo más largo enfatizan aquellas en pesos atómicos mayores que A = 140. [ ^{11 ] Los} tratamientos posteriores del proceso r reforzaron esas características temporales. Seeger et al. también pudieron construir una distribución más cuantitativa entre el proceso s y el proceso r de la tabla de abundancia de isótopos pesados, estableciendo así una curva de abundancia más confiable para los isótopos del proceso r que la que B ² FH había podido definir. Actualmente, las abundancias del proceso r se determinan utilizando su técnica de restar las abundancias isotópicas más fiables del proceso s de las abundancias isotópicas totales y atribuir el resto a la nucleosíntesis del proceso r . ^{[ 12 ]} Esa curva de abundancia del proceso r (frente al peso atómico) ha servido durante muchas décadas como referencia para los cálculos teóricos de las abundancias sintetizadas por el proceso r físico .

La creación de neutrones libres por captura electrónica durante el rápido colapso a alta densidad del núcleo de una supernova, junto con el rápido ensamblaje de algunos núcleos semilla ricos en neutrones, convierte al proceso r en un proceso de nucleosíntesis primaria , un proceso que puede ocurrir incluso en una estrella inicialmente compuesta de H y He puros. Esto contrasta con la designación B₂FH, que es un ^proceso secundario que se basa en hierro preexistente. La nucleosíntesis estelar primaria comienza antes en la galaxia que la nucleosíntesis secundaria. Alternativamente, la alta densidad de neutrones dentro de las estrellas de neutrones estaría disponible para el rápido ensamblaje en núcleos del proceso r si una colisión expulsara porciones de una estrella de neutrones, que luego se expandiría rápidamente liberada del confinamiento. Esa secuencia también podría comenzar antes en el tiempo galáctico que la nucleosíntesis del proceso s ; por lo tanto, cada escenario se ajusta al crecimiento más temprano de las abundancias del proceso r en la galaxia. Cada uno de estos escenarios es objeto de una investigación teórica activa. La evidencia observacional del enriquecimiento temprano del proceso r del gas interestelar y de las estrellas recién formadas subsiguientes, aplicada a la evolución de la abundancia de la galaxia de estrellas, fue presentada por primera vez por James W. Truran en 1981. ^{[ 13 ]} Él y astrónomos posteriores demostraron que el patrón de abundancias de elementos pesados ​​en las estrellas pobres en metales más tempranas coincidía con la forma de la curva del proceso r solar , como si faltara el componente del proceso s . Esto era consistente con la hipótesis de que el proceso s aún no había comenzado a enriquecer el gas interestelar cuando estas estrellas jóvenes que carecían de las abundancias del proceso s nacieron de ese gas, ya que se requieren aproximadamente 100 millones de años de historia galáctica para que el proceso s comience, mientras que el proceso r puede comenzar después de dos millones de años. Estas composiciones estelares pobres en procesos s y ricas en procesos r deben haber nacido antes que cualquier proceso s , lo que demuestra que el proceso r surge de estrellas masivas de rápida evolución que se convierten en supernovas y dejan remanentes de estrellas de neutrones que pueden fusionarse con otra estrella de neutrones. La naturaleza primaria del proceso r temprano se deriva, por lo tanto, de los espectros de abundancia observados en estrellas viejas ^{[ 4 ]} que nacieron temprano, cuando la metalicidad galáctica aún era pequeña, pero que no obstante contienen su complemento de núcleos del proceso r .

Ninguna de las dos interpretaciones, aunque generalmente respaldadas por expertos en supernovas, ha logrado aún un cálculo totalmente satisfactorio de las abundancias del proceso r , debido a la enorme complejidad numérica del problema. Sin embargo, los resultados existentes son favorables; en 2017, se descubrieron nuevos datos sobre el proceso r cuando los observatorios de ondas gravitacionales LIGO y Virgo detectaron la fusión de dos estrellas de neutrones que expulsaron materia del proceso r . ^{[ 14 ]} Véanse los sitios web de astrofísica a continuación.

Los únicos sitios candidatos naturales para la nucleosíntesis del proceso r donde se cree que existen las condiciones requeridas son las supernovas de colapso de núcleo (incluidas las supernovas de captura de electrones ) y, actualmente, las fusiones de estrellas de neutrones .

Inmediatamente después de la fuerte compresión de electrones en una supernova de tipo II, la desintegración beta menos se bloquea. Esto se debe a que la alta densidad electrónica llena todos los estados de electrones libres disponibles hasta una energía de Fermi que es mayor que la energía de la desintegración beta nuclear. Sin embargo, la captura nuclear de esos electrones libres aún ocurre y causa una creciente neutronización de la materia. Esto resulta en una densidad extremadamente alta de neutrones libres que no pueden desintegrarse, del orden de 10²⁴ ^neutrones por cm³ ^, [ ^{1 ] y} altas temperaturas . A medida que esto se reexpande y enfría, la captura de neutrones por núcleos pesados ​​aún existentes ocurre mucho más rápido que la desintegración beta menos . Como consecuencia, el proceso r avanza a lo largo de la línea de goteo de neutrones y se crean núcleos ricos en neutrones altamente inestables.

Tres procesos que afectan el ascenso de la línea de goteo de neutrones son una disminución notable en la sección transversal de captura de neutrones en núcleos con capas de neutrones cerradas , el proceso inhibidor de fotodesintegración y el grado de estabilidad nuclear en la región de isótopos pesados. Las capturas de neutrones en la nucleosíntesis del proceso r conducen a la formación de núcleos ricos en neutrones, débilmente ligados con energías de separación de neutrones tan bajas como 2  MeV. ^{[ 15 ] [ 1 ]} En esta etapa, se alcanzan capas de neutrones cerradas en N  =  50, 82 y 126, y la captura de neutrones se pausa temporalmente. Estos llamados puntos de espera se caracterizan por una energía de enlace aumentada en relación con los isótopos más pesados, lo que conduce a secciones transversales de captura de neutrones bajas y una acumulación de núcleos semimágicos que son más estables hacia la desintegración beta. ^{[ 16 ]} Además, los núcleos más allá de los cierres de capa son susceptibles a una desintegración beta más rápida debido a su proximidad a la línea de goteo; Para estos núcleos, la desintegración beta ocurre antes de que se produzca una mayor captura de neutrones. ^{[ 17 ]} A los núcleos en espera se les permite entonces desintegrarse beta hacia la estabilidad antes de que pueda producirse una mayor captura de neutrones, ^{[ 1 ]} lo que resulta en una ralentización o congelación de la reacción. ^{[ 16 ]}

La disminución de la estabilidad nuclear termina el proceso r cuando sus núcleos más pesados ​​se vuelven inestables a la fisión espontánea, cuando el número total de nucleones se acerca a 270. La barrera de fisión puede ser lo suficientemente baja antes de 270 como para que la captura de neutrones pueda inducir la fisión en lugar de continuar ascendiendo por la línea de goteo de neutrones. ^{[ 18 ]} Después de que el flujo de neutrones disminuye, estos núcleos radiactivos altamente inestables experimentan una rápida sucesión de desintegraciones beta hasta que alcanzan núcleos más estables y ricos en neutrones. ^{[ 19 ]} Mientras que el proceso s crea una abundancia de núcleos estables con capas de neutrones cerradas, el proceso r , en núcleos predecesores ricos en neutrones, crea una abundancia de núcleos radiactivos aproximadamente 10 uma por debajo de los picos del proceso s . ^{[ 20 ]} Estos picos de abundancia corresponden a isóbaros estables producidos a partir de desintegraciones beta sucesivas de núcleos de punto de espera con N  =  50, 82 y 126, que están a unos 10 protones de la línea de estabilidad beta . ^{[ 21 ]}

Como se mencionó, un proceso r artificial puede crearse mediante explosiones nucleares. Se ha sugerido que múltiples explosiones permitirían alcanzar la isla de estabilidad , ya que los nucleidos afectados (comenzando con uranio-238 como núcleos semilla) no tendrían tiempo de desintegrarse beta completamente hasta los nucleidos que se fisionan espontáneamente con rapidez en la línea de estabilidad beta antes de absorber más neutrones en la siguiente explosión, lo que brindaría la oportunidad de alcanzar nucleidos superpesados ​​ricos en neutrones como el copernicio -291 y el -293, que pueden tener vidas medias de siglos o milenios. ^{[ 22 ]}

Desde hace tiempo se ha sugerido que el sitio candidato más probable para el proceso r son las supernovas de colapso de núcleo (tipos espectrales Ib , Ic y II ), que pueden proporcionar las condiciones físicas necesarias para el proceso r . El material eyectado del proceso r debe ser relativamente rico en neutrones, una condición que ha sido difícil de lograr en los modelos, ^{[ 2 ]} por lo que los astrofísicos siguen preocupados por su idoneidad para obtener resultados exitosos del proceso r .

En 2017, se descubrieron nuevos datos astronómicos sobre el proceso r en datos de la fusión de dos estrellas de neutrones . Utilizando los datos de ondas gravitacionales capturados en GW170817 para identificar la ubicación de la fusión, varios equipos ^{[ 23 ] [ 24 ] [ 25 ]} observaron y estudiaron datos ópticos de la fusión, encontrando evidencia espectroscópica de material del proceso r expulsado por las estrellas de neutrones fusionadas. La mayor parte de este material parece consistir en dos tipos: masas azules calientes de materia del proceso r altamente radiactiva de núcleos pesados ​​de rango de masa más bajo ( A < 140 como el estroncio ) ^{[ 26 ]} y masas rojas más frías de núcleos del proceso r de mayor número de masa ( A > 140 ) ricos en actínidos (como uranio , torio y californio ). Cuando se liberan de la enorme presión interna de la estrella de neutrones, estos eyectos se expanden y forman núcleos pesados ​​semilla que capturan rápidamente neutrones libres y emiten luz óptica detectable durante aproximadamente una semana. Tal duración de luminosidad no sería posible sin el calentamiento por desintegración radiactiva interna, que es proporcionada por los núcleos del proceso r cerca de sus puntos de espera. Se conocen dos regiones de masa distintas ( A < 140 y A > 140 ) para los rendimientos del proceso r desde los primeros cálculos dependientes del tiempo del proceso r . ^{[ 10 ]} Debido a estas características espectroscópicas, se ha argumentado que dicha nucleosíntesis en la Vía Láctea ha sido principalmente eyección de fusiones de estrellas de neutrones en lugar de supernovas. ^{[ 3 ]}

Estos resultados ofrecen una nueva posibilidad para aclarar seis décadas de incertidumbre sobre el lugar de origen de los núcleos del proceso r . Confirmando la relevancia para el proceso r está el hecho de que es la energía radiogénica de la desintegración radiactiva de los núcleos del proceso r la que mantiene la visibilidad de estos fragmentos del proceso r escindidos . De lo contrario, se atenuarían rápidamente. Tales sitios alternativos fueron propuestos seriamente por primera vez en 1974 ^{[ 27 ]} como materia de estrella de neutrones en descompresión . Se propuso que dicha materia es eyectada de estrellas de neutrones que se fusionan con agujeros negros en sistemas binarios compactos. En 1989 ^{[ 28 ]} (y 1999 ^{[ 29 ]} ) este escenario se extendió a las fusiones de estrellas de neutrones binarias (un sistema estelar binario de dos estrellas de neutrones que colisionan). Después de la identificación preliminar de estos sitios, ^{[ 30 ]} el escenario fue confirmado por GW170817 . Los modelos astrofísicos actuales sugieren que un solo evento de fusión de estrellas de neutrones puede haber generado entre 3 y 13 masas terrestres de oro. ^{[ 31 ]}

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