La fusión nuclear en núcleos estelares no puede producir núcleos más pesados que los elementos con pico de hierro.
Esto se debe a que la energía de unión promedio por nucleón generalmente aumenta con el número de masa (número de nucleones, A) hasta A = 56, pero comienza a caer más allá de este punto. Esto significa que, en lugar de producir energía, fusionar dos núcleos para formar uno con A> 56 requiere un aporte de energía. Esta es la razón por la cual las estrellas masivas terminan con un núcleo de hierro y no pueden seguir fusionando elementos más pesados. (Tenga en cuenta que Ni-56 y otros elementos de pico de hierro pueden formarse y aún se forman por fusión).
Los núcleos estables más allá del pico de hierro se producen a través de procesos de captura de neutrones , que se dividen en dos: proceso s y proceso r. Aquí, “s” y “r” significan “lento” y “rápido” respectivamente. Cuando categorizamos un proceso de captura de neutrones como lento o rápido, estamos comparando las escalas de tiempo para la captura de neutrones con las de la desintegración beta de protones en neutrones. Se cree que el proceso s ocurre en estrellas de la Rama Gigante Asintótica (AGB), sin relación con las supernovas.
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Los elementos formados a través del proceso r, como el oro y el platino, se forman cuando los núcleos de semillas menos pesados que el hierro capturan los neutrones rápidamente y luego esos neutrones beta se descomponen en protones, dejando un núcleo más pesado. Aunque históricamente, se creía que el proceso r se producía en las explosiones de estrellas masivas, supernovas de colapso del núcleo, los astrónomos ya no creen que esto sea cierto. Más bien, ahora estamos bastante seguros de que el proceso r ocurre en fusiones binarias compactas (CBM): dos estrellas de neutrones o pares de estrellas de neutrones y agujeros negros. Estas fusiones proporcionan las condiciones ricas en neutrones necesarias para una nucleosíntesis de proceso r exitosa.
Sin embargo, todavía es posible que en algunas supernovas marginales que son particularmente inusuales puedan existir sitios adicionales para que ocurra el proceso r. En particular, si la estrella progenitora gira rápidamente y está altamente magnetizada, la explosión posterior será diferente de la de una supernova estándar y puede ser más propicia para las condiciones necesarias para el proceso r.
