La desintegración beta juega un papel fundamental aquí. La desintegración beta es cuando los neutrones se desintegran en un protón, un electrón y un antineutrino. Verifique, la conservación de la carga es válida ya que la carga de un protón y un electrón es igual y opuesta.
Las estrellas de neutrones tienen capas de elementos pesados (hasta hierro) en su superficie, mientras que se cree que el interior es un superfluido de neutrones y el núcleo es materia de quarks.
Los binarios de neutrones también son infames por sus altas velocidades de rotación angular. Por lo tanto, las capas externas se están desprendiendo constantemente debido a los efectos de la marea de la gravedad. [1] También hay un flujo constante de neutrones de las estrellas.
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Cuando estos núcleos pesados expulsados son bombardeados con neutrones, los neutrones se incrustan en los núcleos. Un núcleo con un alto número de neutrones es inestable y, por lo tanto, sufre una serie de desintegraciones beta y se convierte en un isótopo atómico estable. Esto, generalmente, no puede producir isótopos atómicos con números atómicos altos ya que
Para ciertos números de neutrones –N = 28, 50, 82, 126– las secciones transversales de captura de neutrones son mucho más pequeñas que los números de neutrones vecinos. Esto significa que una vez que se alcanza uno de estos números “mágicos”, es mucho menos probable que el núcleo capture más neutrones. Estos números son un efecto mecánico cuántico de los depósitos cerrados, exactamente de la misma manera que los depósitos de electrones cerrados producen una alta estabilidad química: los gases nobles. [2]
Esta es una manifestación de la nucleosíntesis del proceso s, es decir, proceso lento.
Para formar elementos como el oro y el platino en una cantidad apreciable, necesitamos el proceso r o el proceso rápido de nucleosíntesis donde
… La captura de neutrones es muy rápida, y el tiempo entre capturas es mucho más corto que la vida media promedio de desintegración beta. Dado que las vidas medias de desintegración beta lejos de la línea de estabilidad pueden ser del orden de segundos, el proceso r debe ser muy rápido. En estas condiciones, los núcleos absorberán neutrones hasta que los fotones térmicos liberen los neutrones tan fácilmente como los absorben.
Esto es posible durante las kilonovas que son el resultado de las fusiones de estrellas de neutrones.
Notas al pie
[1] [1601.02426] Eyección de masa dinámica de fusiones de estrellas de neutrones binarias
[2] Nucleosíntesis (Continuación)
