En primer lugar, no vieron ningún elemento dorado o pesado directamente aquí, no se observaron líneas de emisión de oro. La cantidad de oro producida se infiere de los modelos, que se ajustan a la dependencia del tiempo y el color de la curva de luz que se observó en los telescopios ópticos.
Segundo, los neutrones se descomponen en el espacio libre y en los núcleos en electrones, protones y antineutrinos electrónicos. Eso está en la forma normal de las cosas.
Pero el mecanismo que teóricamente estaría actuando durante una fusión de estrellas de neutrones para construir elementos pesados es, sin duda, alguna versión del proceso r (r simplemente significa rápido ).
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Las estrellas de neutrones contienen en su superficie externa una corteza de núcleos ordinarios, muchos en el rango del grupo de hierro, que tienen un número de masa cercano a [matemática] A = 60. [/ Matemática]
Entonces, en la colisión de dos estrellas de neutrones en órbita, la corteza se rompería en las etapas finales de la inspiración debido a las fuerzas de marea, así como a la colisión real, expulsando muchos de estos núcleos ordinarios en el espacio que rodea a las dos estrellas giratorias. Además, la materia subsuperficial es muy rica en neutrones, por lo que uno puede esperar que enormes flujos de neutrones también se liberen y estén presentes en este espacio, todos formando una especie de disco giratorio o nube muy rápido.
Los neutrones pueden vivir en el espacio libre durante diez minutos antes de que se descompongan en protones. Entonces, hay mucho tiempo en las etapas finales de la colisión de la estrella de neutrones, o más bien la fusión, porque las estrellas de neutrones ciertamente se fusionarán en un agujero negro, pero hay tiempo de sobra para que estos neutrones libres colisionen repetidamente con los núcleos del grupo de hierro que están en la nube circulante Cuando lo hacen, se adhieren temporalmente y acumulan núcleos aún más grandes, y si el flujo de neutrones es realmente enorme, entonces no hay tiempo para que esos neutrones se descompongan en beta a protones dentro de estos núcleos ricos en neutrones o estados resonantes, ya que otro neutrón golpea el núcleo primero en general. Por supuesto, ocurrirán algunas desintegraciones beta y es posible que tenga que tener en cuenta las reacciones que también pueden eliminar los neutrones, o romper los núcleos, o las reacciones con neutrinos que pueden tener el mismo efecto que una desintegración beta. Los números de neutrones se elevan a lo largo de una ruta que se extiende más cerca o más lejos de la línea de goteo de neutrones, dependiendo del flujo de neutrones y las temperaturas y reacciones que están abiertas dadas las circunstancias que existen, hasta que finalmente sea más probable que otra absorción de neutrones produce fisión del núcleo que produce una captura.
En realidad, no es necesario comenzar con núcleos de hierro: el proceso r puede funcionar perfectamente a partir directamente de hidrógeno y helio dado que existen flujos de neutrones lo suficientemente altos. Pero para alcanzar los núcleos pesados del proceso r a partir del hierro, ya es necesario tener alrededor de 150 capturas de neutrones por núcleo, por lo que es común imaginar el hierro como punto de partida. De hecho, el proceso r se ha visto en las consecuencias de las armas termonucleares en la Tierra.
Sin embargo, ciertos números de neutrones son muy preferidos, debido a la naturaleza de las fuerzas nucleares. Para los neutrones, los números mágicos van 2,8, 20, 28, 50, 82, 126, 184, 196 cuando se tiene en cuenta la deformación nuclear.
Por lo tanto, puede pensar en el proceso r de primer orden de esta manera: construye núcleos enormes y muy ricos en neutrones, cerca de estos números mágicos en masa atómica [matemática] A [/ matemática] que comienzan con neutrones en el hierro, solo tienen pocos protones, y pueden existir solo mientras el flujo de neutrones se mantenga enormemente alto. Esto puede ser solo unas pocas veces más de 100 ms, no es necesario que sea por mucho tiempo para conducir el proceso r. Es un proceso altamente no equilibrado. Cuando el flujo de neutrones finalmente cae, entonces la desintegración beta se hace cargo, y los neutrones se desintegran rápidamente al núcleo relativamente estable más cercano de aproximadamente el mismo número atómico con el que comenzaron.
Entonces, la imagen de orden más bajo que podría tener es que construye una gran cantidad de estos núcleos ricos en neutrones cercanos a la magia, y luego los neutrones adicionales beta decaen produciendo electrones, antineutrinos y protones, y esto da como resultado una distribución completa de los pesados elementos. Se desintegran beta hasta que alcanzan un isótopo razonablemente longevo cerca del valle de estabilidad en el plano [matemático] (Z, N) [/ matemático].
En algunas versiones de esta imagen para las fusiones de estrellas de neutrones, incluso se dice que se forman grupos nucleares con [matemáticas] A = 280 [/ matemáticas], y que estos en realidad se fisionan para producir los núcleos cerca de los números de neutrones 120-140.
El punto débil de todo esto, todo este cuadro teórico, es que tenemos muy poca idea de las reacciones y propiedades, especialmente las interacciones neutrinas y antineutrinas y las otras propiedades: las masas, la vida de la desintegración beta, la cruz de absorción de neutrones. -secciones, las energías de separación de neutrones, y las otras reacciones que son posibles, en estos núcleos muy exóticos ricos en neutrones. Apenas podemos hacer cosas que se parezcan a ellas en los aceleradores, y luego tienen una vida tan corta que no hay tiempo para hacer experimentos.
Sin embargo, nunca hubo ningún problema con la producción de elementos pesados en la nucleosíntesis en las supernovas, ninguno que yo recuerde al menos, y las estrellas más antiguas conocidas en la Vía Láctea, a juzgar por su contenido muy bajo de metal y su contenido de hierro casi cero, muestran el presencia de estos núcleos pesados que ya deben ser producidos por el proceso r, y cuando corrige la abundancia mucho mayor de metales que se encuentran en el Sol, también ve estos elementos en aproximadamente las mismas proporciones. Por lo tanto, se sabe que el proceso r ya ocurrió muy temprano en la historia de nuestra galaxia, y que en ese momento no funcionaba de manera muy diferente de lo que es ahora. Estas muy antiguas estrellas de halo probablemente no sean más que unos pocos millones de años más jóvenes que la edad de la Vía Láctea, por lo que, con mucho, la forma más probable de que hayan obtenido sus elementos pesados del proceso r es por las explosiones de las supernovas de la Vía Láctea. primeras estrellas en formarse. Estos no habrían tenido metales en absoluto en ellos, y se cree que todos se han ido. Estas supernovas habrían sido todas las supernovas de colapso del núcleo durante los primeros miles de millones de años, ya que lleva bastante tiempo hacer enanas blancas, y uno esperaría la primera de estas supernovas unos pocos millones de años después del nacimiento de la primera generación de estrellas.
Las redes de reacción que usan las personas que realizan tales cálculos de proceso r son muy grandes y se adivinan de la mejor manera posible, pero al final todavía hay muchas incertidumbres involucradas en la teoría. Más que esto, es casi imposible creer que sea posible un cálculo realista de una fusión de estrellas de neutrones; es un problema relativista general y tridimensional, posiblemente también con grandes campos magnéticos. Por lo tanto, la teoría de las distribuciones que impulsan el proceso r en una fusión de este tipo es muy especulativa.
Para traducir, creo que esta parte particular de la teoría probablemente agite mucho la mano en esta etapa.
Sin embargo, está muy claro que se necesita algún mecanismo como el proceso r para producir todos los núcleos pesados. Parece que simplemente no se puede hacer de otra manera en estrellas ordinarias. El proceso s (s significa lento ) es un proceso de captura de neutrones mucho mejor comprendido, ya que avanza cerca del valle de la estabilidad a través de un camino de núcleos relativamente ordinarios que pueden estudiarse con gran detalle en el laboratorio, pero no No parece ser suficiente por sí solo para producir los picos de abundancia observados. En general, los picos del proceso s se desplazan más alto en número atómico en relación con los picos del proceso r, pero la base de ellos es, nuevamente, los números mágicos para las capas cerradas de neutrones. El factor limitante aquí es la sección transversal de captura de neutrones, que cae en un caparazón cerrado.
Esta teoría, por supuesto, se basa y se guía al observar la abundancia de elementos en bruto en el sistema solar (que realmente significa el Sol) y en la galaxia, en general, en las diversas clases de poblaciones estelares, y luego tratar de acércate a esas curvas de abundancia.
Ahora se supone que el foco real aquí en estas fusiones de estrellas de neutrones es la producción de los núcleos que tienen números de neutrones cercanos a 120, lo que todos debemos recordar son muy raros. Como son raros, también podemos esperar que sea muy difícil obtener sus abundancias exactamente correctas.
La masa total de tales elementos producidos en una fusión de este tipo por el proceso r, si soy absolutamente justo con los defensores de este mecanismo para hacer que los elementos estén cerca del europio / platino / osmio, puede ser algo así como [matemáticas] 10 ^ { -6} \ text {M} _ \ odot. [/ Math]
Todo esto se calentaría y saldría con la pequeña masa de la eyección.
Pero esta no es, de lejos, la única forma en la que el proceso r puede ser impulsado. También hay supernovas de colapso del núcleo, y aunque últimamente las simulaciones teóricas tienen algunos problemas para producir suficientes elementos muy pesados, sospecho que todavía hay problemas en la comprensión de los mecanismos tanto de la supernova como del proceso r, porque históricamente esto no ha sido un problema.
Ciertamente, Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle previeron que el proceso r podría conducirse en supernovas, y muchos de los primeros cálculos de supernovas que vi estaban en el rango correcto.
Las supernovas de colapso del núcleo son muy comunes, las fusiones de estrellas de neutrones parecen ser raras, ambas son bastante complicadas y por eso tiendo a pensar que la comprensión teórica de los mecanismos de producción de elementos en ambas no es completamente correcta.
Pero las supernovas me parecen un mecanismo más plausible para generar los elementos pesados raros, los lantánidos y los actínidos, ya que son eventos comunes y tienen un mecanismo de dispersión muy eficiente para estos elementos pesados. Diría que es mejor tener un mecanismo para producir todos los elementos pesados.
Si, en cambio, los elementos muy pesados provienen de las fusiones de estrellas de neutrones y estos son raros, entonces realmente deberíamos ver áreas pequeñas en la galaxia que tienen estrellas llenas de europio / platino / osmio. Sospecho que necesitarán encontrar muchas más fusiones de este tipo para dar cuenta de todos los actínidos y lantánidos, a menos que este en particular sea un productor anémico por alguna razón, o a menos que de alguna manera la fracción de lantánidos sea mayor de lo que estiman.
