Divulgación ¿Dónde se crean los átomos más pesados?

[Sagitario A]

Hola.
Bueno, querría saber dónde se crean los átomos más pesados. También me gustaría saber cuál es el elemento más pesados que puede producir una estrella con una masa similar a la del Sol.
Gracias.

[skynet]

Re: ¿Dónde se crean los átomos más pesados?

en las supernovas de tipo II

[Sagitario A]

Re: ¿Dónde se crean los átomos más pesados?

¿Y cuál es el elemento más pesado que puede producir el sol?

[arivasm]

Re: ¿Dónde se crean los átomos más pesados?

Plomo. Fuente: https://en.wikipedia.org/wiki/Nucleosynthesis

[Alriga]

Re: ¿Dónde se crean los átomos más pesados?

... Bueno, querría saber dónde se crean los átomos más pesados ...

Se cree que la mayoría de los elementos más pesados que el hierro se ha originado en Kilonovas, (colisión de estrellas de neutrones), como el reciente evento GW170817, merced al "Proceso r" de nucleosíntesis.

Ver Origin of the heavy elements in binary neutron-star mergers from a gravitational wave event

¿Y cuál es el elemento más pesado que puede producir el sol?

Plomo. Fuente: https://en.wikipedia.org/wiki/Nucleosynthesis

No veo que sea el plomo. Yo siempre había oído que en una estrella se llega como máximo el hierro: "El pico del hierro marca el final de la vida de las estrellas. Como se ve en el diagrama, el rendimiento a cada nueva etapa de fusión disminuye rápidamente. Llegados al hierro ese rendimiento es negativo y las reacciones de fusión se detienen" Nucleosíntesis estelar

Saludos.

[arivasm]

Re: ¿Dónde se crean los átomos más pesados?

No veo que sea el plomo.

Me refería a esta imagen:

Como vemos, en ella se sitúa al plomo como elemento más pesado originado por estrellas de masa baja.

[Alriga]

Re: ¿Dónde se crean los átomos más pesados?

Me refería a esta imagen:



Como vemos, en ella se sitúa al plomo como elemento más pesado originado por estrellas de masa baja.

Tal como yo entiendo la tabla, creo que no quiere decir que se originan en estrellas de baja masa, sino en la muerte de estrellas de baja masa (=dying low-mass stars), o sea en novas, nebulosas planetarias,...

Supongo que en todas las estrellas se forman cantidades residuales de prácticamente todos los elementos, pero si hablamos de cantidades significativas, ello no es así. En estrellas de masa similar al Sol solo se forman por fusión nuclear elementos en cantidades significativas hasta el carbono, y ello en la fase de gigante roja.


En estrellas mucho más masivas, la fusión puede continuar hasta el hierro en la fase de supergigante roja.



La formación de elementos más pesados que el hierro en cantidades significativas siempre se ha pensado que ocurre por captura de neutrones rápidos en procesos muy energéticos, como novas y supernovas, y desde hace poco gracias a GW170817 sabemos 100% seguro que en Kilonovas. (Observa que la tabla que adjuntas también está en esta entrada de la Wikipedia de r-process)

Observa que la primera frase del abstract del paper Origin of the heavy elements in binary neutron-star mergers from a gravitational wave event es "The cosmic origin of the elements heavier than iron has long been uncertain ..."

¿Y cuál es el elemento más pesado que puede producir el sol?

Pues para una estrella de la masa del Sol, carbono en la fase de gigante roja. Si fuese más masiva, (unas 10 veces más), podría llegar a producir hasta hierro.

Saludos.

[Alriga]

Re: ¿Dónde se crean los átomos más pesados?

Hoy ha publicado la Mula Francis un post sobre el tema basado en estudios recientes La formación de los elementos pesados

Explaining s- and r-process nucleosynthesis to the general public





Saludos.

[Alriga]

Re: ¿Dónde se crean los átomos más pesados?

Estas 4 imágenes corresponden a los elementos que existían en el Universo cuando este tenía una edad de 15 minutos, 100 millones de años, 200 millones de años y 8 mil millones de años respectivamente. Representa pues la evolución de la composición de materia bariónica del Universo. Los colores indican el mecanismo de formación:

• Azul oscuro, nucleosíntesis primordial
• Verde, explosión supernova de las estrellas masivas de la Población III
• Rosa, fisión por rayos cósmicos
• Naranja, fusión de estrellas de neutrones
• Amarillo, novas y supernovas de estrellas de masa normal, Poblaciones II y I
• Azul claro, explosión en fusiones de enanas blancas

Jennifer Johnson

Populating the periodic table: Nucleosynthesis of the elements

Adjunto también al final del post la imagen en pdf, por si no se aprecia bien la insertada directamente en el post.

Como recordatorio grosso modo, sin profundizar en grandes detalles: Hay 3 poblaciones de estrellas, las 1as que se formaron en el Universo se llaman estrellas de la Población III. Se formaron a partir del gas producido en la nucleosíntesis primordial que contenía 75% de hidrógeno, 25% de helio y prácticamente nada del resto de elementos. Se formaron en el universo muy joven, a partir de unos 200 millones de años. Nunca hemos visto directamente una. Se supone que la inmensa mayoría eran supergigantes azules de corta vida, es posible que no haya sobrevivido ninguna hasta hoy en día.

Las estrellas de la Población III estallaron como supernovas y sembraron el gas interestelar de nuevos elementos químicos que las gigantes azules habían cocinado en su horno nuclear. Una nueva generación de estrellas se formó, en esa generación además de Hidrógeno y Helio ya había otros elementos: los astrofísicos llaman “metales” a todos los elementos presentes en una estrella que no sean Hidrógeno o Helio. La nueva generación se llama estrellas de la Población II, que contienen metales aunque muy pocos incorporados de la muerte de algunas de Población III, se dice que son estrellas de “baja metalicidad” Se cree que las primeras estrellas de la Población II se empezaron a formar antes de que el Universo llegase a los mil millones de años, por lo que las que han sobrevivido son muy viejas. (El Universo tiene 13.800 millones de años)

La gran mayoría de las estrellas de la Población II murieron, y de sus cenizas + el gas interestelar se formaron las estrellas de la Población I como nuestro Sol y la mayoría de las estrellas que vemos. Las estrellas de la Población I son de “alta metalicidad” lo que significa que tienen una “huella dactilar espectroscópica” diferente a las de la Población II: es posible distinguir si pertenecen a P-II o a P-I.

Saludos.

PD. Información interesante en: The origin of the elements in the Universe. Particles in collisions (Federico Ferraro)

[Jaime Rudas]

Re: ¿Dónde se crean los átomos más pesados?

No entiendo lo de la fisión por rayos cósmicos: si solo había hidrógeno, helio y litio, ¿qué se fisiona para formar berilio y boro?

Actualizado:
Creo que ya sé la respuesta: el orden en que se presentan los procesos no es necesariamente cronológico; o sea, quizás primero es el verde y luego el rosa.

[Alriga]

Re: ¿Dónde se crean los átomos más pesados?

... No entiendo lo de la fisión por rayos cósmicos: si solo había hidrógeno, helio y litio, ¿qué se fisiona para formar berilio y boro? ...

Muy buena pregunta. No puedo acceder al paper completo, es de pago. De todas maneras me lo estaba mirando y pensaba responder "la única respuesta posible es que primero se hayan formado los elementos en verde hasta el rubidio, y que algunos se fisionen por impactos de núcleos de Hidrógeno o Helio, (rayos cósmicos)", cuando he leído:

... Creo que ya sé la respuesta: el orden en que se presentan los procesos no es necesariamente cronológico; o sea, quizás primero es el verde y luego el rosa ...

Saludos.

[Alriga]

Se cree que la mayoría de los elementos más pesados que el hierro (Z=26) se ha originado en Kilonovas, (colisión de estrellas de neutrones), como el reciente evento GW170817, merced al "Proceso r" de nucleosíntesis.

Ver Origin of the heavy elements in binary neutron-star mergers from a gravitational wave event ...

Primera identificación en la historia de un elemento pesado nacido tras la colisión de dos estrellas de neutrones: el espectrógrafo X-shooter de la ESO, instalado en el VLT (Very Large Telescope) ha identificado Estroncio (Z=38) en los restos de la kilonova ligada el evento GW170817. La detección confirma que los elementos más pesados del universo se forman en fusiones de estrellas de neutrones, validando una de las piezas en duda del rompecabezas de la formación de elementos químicos.

"Tras analizar los datos de la fusión de dos estrellas de neutrones en 2017 hemos identificado la firma de un elemento pesado en esta bola de fuego: el estroncio, demostrando que la colisión de estrellas de neutrones crea este elemento en el universo", afirma el autor principal del estudio publicado en Nature, Darach Watson, de la Universidad de Copenhague (Dinamarca). "Esta es la etapa final de una persecución de décadas para fijar el origen de los elementos", dice Watson. "Ahora sabemos que los procesos que crearon los elementos tuvieron lugar, principalmente, en estrellas ordinarias, en explosiones de supernovas o en las capas externas de estrellas viejas. Pero, hasta ahora, desconocíamos con certeza la ubicación del proceso final, conocido como captura rápida de neutrones, que creó los elementos más pesados de la tabla periódica"

Aunque muchos elementos se producen en los núcleos de las estrellas, la creación de elementos más pesados que el hierro, como el estroncio, requiere de ambientes aún más calientes con muchos neutrones libres. La captura rápida de neutrones sólo ocurre de forma natural en ambientes extremos donde los átomos son bombardeados por un gran número de neutrones.

"Es la primera vez que podemos asociar directamente el material de nueva creación formado a través de la captura de neutrones con una fusión de estrellas de neutrones, confirmando que las estrellas de neutrones están hechas de neutrones y vinculando el proceso de captura rápida de neutrones, largamente debatido, a tales fusiones"

Recordad que cuanto más pesado es un elemento más protones tiene su núcleo, más repulsión electrostática entre ellos y más y más neutrones son necesarios para que actúen como "pegamento" entre los protones. Por ejemplo el Uranio-238 necesita 146 neutrones para estabilizar el núcleo que comparten esos neutrones con 92 protones.

Y que mejor sitio para encontrar neutrones abundantes que en la colisión de dos estrellas de neutrones?

Este es el enlace al estudio Identification of strontium in the merger of two neutron stars

Saludos.

[Alriga]

Los modelos actuales indican que la materia en la superficie de una estrella de neutrones está compuesta de núcleos atómicos ordinarios aplastados en una red sólida con un mar de electrones que fluye a través de los espacios entre ellos. Es posible que los núcleos más abundantes en la superficie sean de hierro, debido a la alta energía de enlace del hierro por nucleón.

Al avanzar hacia adentro, uno encuentra núcleos con un número cada vez mayor de neutrones; Dichos núcleos se descompondrían rápidamente en la Tierra, pero se mantendrían estables por tremendas presiones. A medida que este proceso continúa a profundidades crecientes, el goteo de neutrones se vuelve abrumador y la concentración de neutrones libres aumenta rápidamente. En esa región, hay núcleos, electrones libres y neutrones libres. Los núcleos se vuelven cada vez más pequeños (la gravedad y la presión abruman a la fuerza fuerte ) hasta que se alcanza el núcleo, por definición, el punto donde existen principalmente neutrones.

La creación de núcleos pesados mediante proceso-r en las colisiones entre dos estrellas de neutrones, acontece como en el dibujo de abajo:

Un núcleo semilla, por ejemplo de hierro, captura una gran cantidad de neutrones casi simultáneamente. El núcleo resultante e muy inestable (muy radiactivo como dice la imagen), y sufre varias desintegraciones beta en menos de 0.01 segundo hasta alcanzar un núcleo estable más pesado que el de hierro original, que inmediatamente vuelve a actuar como semilla, captura otro puñado de neutrones y se repite el proceso.

He encontrado este interesante vídeo sobre el proceso r en acción:

Cada cuadradito es un isótopo de un elemento. En el eje horizontal hay el número de neutrones en cada núcleo; el eje vertical es el número de protones. Los colores representan abundancias. A medida que avanza la simulación, una cosecha de núcleos-semilla a aproximadamente 2 mil millones de grados Celsius se inunda de neutrones. Los núcleos más pesados se forman a través de capturas de neutrones (movimiento hacia la derecha) y transformaciones de esos neutrones en protones (movimiento hacia arriba). Después de transcurrido solo algún escaso segundo, se han capturado prácticamente todos los neutrones disponibles.

Otra simulación interesante en la que además del tiempo figura la temperatura, la densidad de neutrones, ... se halla en este otro vídeo de abajo, basado en el estudio On the nuclear robustness of the r process in neutron-star mergers

Saludos.