Nucleosíntesis

Los primeros protones y neutrones se formaron a partir del plasma de quarks y gluones hace unos 13.800 millones de años durante el Big Bang , cuando el universo se enfrió por debajo de unos diez mil millones de Kelvin , o un MeV ^{[ 2 ]} . A medida que el universo continuó enfriándose durante los siguientes minutos, estos protones y neutrones pudieron combinarse para formar núcleos de hidrógeno ( deuterio ) y helio . También se formaron cantidades traza de litio , pero dada la alta cantidad de radiación en proporción a la materia en ese momento, las altas energías de enlace de los elementos más pesados ​​hicieron que no se produjeran. ^{[ 3 ]} Los electrones libres se combinaron con estos núcleos existentes unos 380.000 años después del Big Bang, cuando la materia y la radiación se desacoplaron , produciendo el Fondo Cósmico de Microondas ^{[ 3 ]} . Este primer proceso, la nucleosíntesis del Big  Bang (BBN), fue el primer tipo de nucleogénesis que ocurrió en el universo. La gran mayoría de la materia en el universo incluso hoy (alrededor del 74%) es hidrógeno producido por la nucleosíntesis primordial (BBN), mientras que otro 24% es helio. ^{[ 4 ] [ 2 ]} Por lo tanto , las primeras estrellas (llamadas estrellas de Población III ) que se formaron en el universo se formaron casi en su totalidad de hidrógeno y helio, con cantidades traza de litio , berilio y boro . (Parte del Li, Be y B que se encuentra actualmente en el universo se formó a través de la BBN, pero la mayor parte se produjo mediante espalación de rayos cósmicos o mediante fusión estelar . ^{[ 5 ]} )

La nucleosíntesis subsiguiente de elementos más pesados ​​(llamados "metales" por los astrónomos) requiere las temperaturas y presiones extremas que se encuentran dentro de las estrellas y supernovas . Estos procesos comenzaron cuando el hidrógeno y el helio creados por BBN colapsaron en las primeras estrellas, llamadas estrellas de Población III , unos cientos de millones de años después del Big Bang. ^{[ 6 ]} La formación estelar  ha estado ocurriendo continuamente en las galaxias desde ese momento, a menudo llamado "Amanecer Cósmico". Los elementos más pesados ​​en el universo actual se sintetizan a través de la nucleosíntesis estelar (por ejemplo, carbono y nitrógeno ), la nucleosíntesis de supernovas (por ejemplo , magnesio , aluminio ) o en eventos exóticos como colisiones de estrellas de neutrones  (por ejemplo, europio ). Algunos elementos se sintetizan a través de múltiples de estos procesos. ^{[ 5 ]} Otros nucleidos, como el ⁴⁰ Ar , se formaron a través de la desintegración radiactiva.

Debido a que los procesos por los cuales se forman diferentes elementos ocurren en diferentes momentos de la vida de una galaxia, los astrónomos a veces pueden usar la abundancia de estos elementos para datar la formación de una estrella o estructura dentro de una galaxia. Por ejemplo, la mayor parte del magnesio encontrado en el medio interestelar (ISM) fue expulsado a él por supernovas de colapso de núcleo , mientras que gran parte del hierro del universo se formó en supernovas de tipo Ia ^{[ 7 ]} . Las supernovas de tipo Ia ocurren cuando una estrella en un sistema binario muere, dejando un remanente de enana blanca . El material de la compañera binaria normal de la enana blanca se acumula sobre ella, y su temperatura y densidad aumentan hasta el punto de ignición, provocando que explote violentamente. Normalmente, vemos los efectos de las supernovas de tipo Ia en la composición del ISM alrededor de 1000 millones de años después del inicio de la formación estelar en esa galaxia. ^{[ 7 ]} Mientras tanto, las supernovas de colapso de núcleo son la muerte de estrellas masivas, que normalmente viven solo unos pocos millones de años. ^{[ 8 ]} Esto significa que, como regla general, la proporción de abundancia de magnesio a hierro en las estrellas que se forman antes de los 1000 millones de años después del inicio de la formación estelar en una región será mayor que la misma proporción en las estrellas que se forman más tarde, ya que el magnesio comenzó a incorporarse al medio interestelar antes que el hierro.

Las primeras ideas sobre la nucleosíntesis simplemente postulaban que los elementos químicos se crearon al inicio del universo, pero no se pudo identificar ningún escenario físico racional para ello. Gradualmente, se hizo evidente que el hidrógeno y el helio son mucho más abundantes que cualquier otro elemento. El resto constituye menos del 2 % de la masa del Sistema Solar y de otros sistemas estelares. Al mismo tiempo, quedó claro que el oxígeno y el carbono eran los siguientes  dos  elementos más comunes, y también que existía una tendencia general hacia una alta abundancia de los elementos ligeros, especialmente aquellos con isótopos compuestos por un número entero de núcleos de helio-4 ( nucleidos alfa ) .

Arthur Stanley Eddington sugirió por primera vez en  1920 que las estrellas obtienen su energía mediante la fusión de hidrógeno en helio y planteó la posibilidad de que los elementos más pesados ​​también se formen en las estrellas. ^{[ 9 ] [ 10 ]} Esta idea no fue generalmente aceptada, ya que no se comprendía el mecanismo nuclear. En los años inmediatamente anteriores a la Segunda Guerra Mundial , Hans Bethe fue el primero en dilucidar los mecanismos nucleares mediante los cuales el hidrógeno se fusiona en helio.

El trabajo original de Fred Hoyle sobre la nucleosíntesis de elementos más pesados ​​en las estrellas tuvo lugar justo después de la Segunda Guerra Mundial . ^{[ 11 ]} Su trabajo explicaba la producción de todos los elementos más pesados, a partir del hidrógeno. Hoyle propuso que el hidrógeno se crea continuamente en el universo a partir del vacío y la energía, sin necesidad de un comienzo universal.

El trabajo de Hoyle explicaba cómo la abundancia de los elementos aumentaba con el tiempo a medida que la galaxia envejecía. Posteriormente, la visión de Hoyle se amplió durante la  década de 1960 con las contribuciones de William  A. Fowler , Alastair GW Cameron y Donald  D. Clayton , seguidas por muchas otras. El artículo de revisión fundamental  de 1957, "B2FH",  de EM Burbidge , GR Burbidge , Fowler  y Hoyle ^{[ 12 ]} , es un resumen bien conocido del estado del campo en  1957. Dicho artículo definió nuevos procesos para la transformación de un  núcleo pesado en otros dentro de las estrellas, procesos que podían ser documentados por los astrónomos.

La teoría del Big Bang fue propuesta en  1931, mucho antes de este período, por Georges Lemaître , un físico belga, quien sugirió que la evidente expansión del Universo en el tiempo requería que, si el Universo se contrajera hacia atrás en el tiempo, continuaría haciéndolo hasta que no pudiera contraerse más. Esto llevaría toda la masa del Universo a un solo punto, un "átomo primordial", a un estado anterior al cual el tiempo y el espacio no existían. Se le atribuye a Hoyle la creación del término "Big  Bang" durante una  transmisión de radio de la BBC en 1949, cuando afirmó que la teoría de Lemaître se basaba en la hipótesis de que toda la materia del universo se creó en un gran  estallido en un momento particular del  pasado remoto. Se suele decir que Hoyle pretendía que esto fuera peyorativo , pero él lo negó explícitamente y afirmó que se trataba simplemente de una imagen impactante para resaltar la diferencia entre ambos  modelos. El modelo de Lemaître era necesario para explicar la existencia del deuterio y los nucleidos entre el helio y el carbono, así como la elevada cantidad de helio presente, no solo en las estrellas sino también en el espacio interestelar . De hecho, tanto el modelo de nucleosíntesis de Lemaître como el de Hoyle serían necesarios para explicar la abundancia de elementos en el universo.

El objetivo de la teoría de la nucleosíntesis es explicar las enormes diferencias en la abundancia de los elementos químicos y sus diversos isótopos desde la perspectiva de los procesos naturales. El principal estímulo para el desarrollo de esta teoría fue la forma de una gráfica de las abundancias en función del número atómico de los elementos. Dichas abundancias, cuando se representan en una gráfica en función del número atómico, presentan una estructura irregular en forma de sierra que varía en factores de hasta diez  millones. Un  estímulo muy influyente para la investigación de la nucleosíntesis fue una tabla de abundancias creada por Hans Suess y Harold Urey , basada en las abundancias no fraccionadas de los elementos no volátiles encontrados en meteoritos no evolucionados . ^{[ 13 ]} Dicha gráfica de abundancias se muestra en una escala logarítmica , donde la estructura marcadamente irregular se suprime visualmente por las numerosas potencias de  diez que abarca la escala vertical de esta gráfica.

La nucleosíntesis del Big Bang ^{[ 16 ]} ocurrió dentro de los primeros tres minutos del comienzo del universo y es responsable de gran parte de la abundancia de ¹H ( protio ), ²H (D, deuterio ), ³Él ( helio-3 ) y ⁴Él ( helio-4 ). Aunque ⁴Continúa produciéndose por fusión estelar y desintegraciones alfa y cantidades traza de ¹El hidrógeno continúa produciéndose por espalación y ciertos tipos de desintegración radiactiva; se cree que la mayor parte de la masa de los isótopos del universo se produjo en el Big  Bang. Los núcleos de estos elementos, junto con algunos ⁷Li y ⁷Se considera que el berilio se formó entre 100  y 300  segundos después del Big  Bang, cuando el plasma primordial de quarks y gluones se congeló para formar protones y neutrones. Debido al brevísimo período en el que se produjo la nucleosíntesis antes de que se detuviera por la expansión y el enfriamiento (unos 20  minutos), no se pudieron formar elementos más pesados ​​que el berilio (o posiblemente el boro ). Los elementos formados durante este tiempo se encontraban en estado de plasma y no se enfriaron hasta convertirse en átomos neutros hasta mucho más tarde. ^{[ 17 ]}

${\displaystyle {\begin{array}{ll}{\ce {n^{0}->p+{}+e^{-}{}+{\overline {\nu }}_{e}}}&{\ce {p+{}+n^{0}->_{1}^{2}D{}+\gamma }}\\{\ce {^{2}_{1}D{}+p+->_{2}^{3}Él{}+\gamma }}&{\ce {^{2}_{1}D{}+_{1}^{2}D->_{2}^{3}Él{}+n^{0}}}\\{\ce {^{2}_{1}D{}+_{1}^{2}D->_{1}^{3}T{}+p+}}&{\ce {^{3}_{1}T{}+_{1}^{2}D->_{2}^{4}He{}+n^{0}}}\\{\ce {^{3}_{1}T{}+_{2}^{4}He->_{3}^{7}Li{}+\gamma }}&{\ce {^{3}_{2}He{}+n^{0}->_{1}^{3}T{}+p+}}\\{\ce {^{3}_{2}He{}+_{1}^{2}D->_{2}^{4}He{}+p+}}&{\ce {^{3}_{2}He{}+_{2}^{4}He->_{4}^{7}Be{}+\gamma }}\\{\ce {^{7}_{3}Li{}+p+->_{2}^{4}He{}+_{2}^{4}He}}&{\ce {^{7}_{4}Be{}+n^{0}->_{3}^{7}Li{}+p+}}\end{array}}}$

Principales reacciones nucleares responsables de la abundancia relativa de núcleos atómicos ligeros observados en todo el universo.

La nucleosíntesis estelar es el proceso nuclear mediante el cual se producen nuevos núcleos. Ocurre en las estrellas durante la evolución estelar . Es responsable de la abundancia galáctica de elementos desde el carbono hasta el hierro. Las estrellas son hornos termonucleares en los que el hidrógeno y el helio se fusionan en núcleos más pesados ​​a temperaturas cada vez más altas a medida que evoluciona la composición del núcleo  . [ ^{18 ] El} carbono es de particular importancia porque su formación a partir de He es un cuello de botella en todo el proceso. El carbono se produce mediante el proceso triple alfa en todas las estrellas. El carbono es también el elemento principal que causa la liberación de neutrones libres dentro de las estrellas, dando lugar al proceso s , en el que la absorción lenta de neutrones convierte el hierro en elementos más pesados ​​que el hierro y el níquel. ^{[ 19 ] [ 20 ]}

Los productos de la nucleosíntesis estelar generalmente se dispersan en el gas interestelar a través de episodios de pérdida de masa  y los vientos estelares de estrellas de baja masa  . Estos eventos de pérdida de masa pueden observarse hoy en día en la fase de nebulosa planetaria de la evolución de las estrellas de baja masa , y en el final explosivo de las estrellas, llamadas supernovas , de aquellas con más de ocho veces la masa del Sol.

La primera prueba directa de que la nucleosíntesis ocurre en las estrellas fue la observación astronómica de que  el gas interestelar se ha enriquecido con elementos pesados ​​con el paso del tiempo. Como resultado, las estrellas que nacieron de él tardíamente en la galaxia se formaron con abundancias iniciales de elementos pesados ​​mucho mayores que las que se habían formado antes. La detección de tecnecio en la atmósfera de una estrella gigante roja  en 1952, ^{[ 21 ]} mediante espectroscopia , proporcionó la primera evidencia de actividad nuclear dentro de las estrellas. Debido a que el tecnecio es radiactivo, con una vida media mucho menor que la edad de la estrella, su abundancia debe reflejar su creación reciente dentro de esa estrella. Una evidencia igualmente convincente del origen estelar de los elementos pesados ​​son las grandes sobreabundancias de elementos estables específicos que se encuentran en las atmósferas estelares de las estrellas de la rama gigante asintótica . La observación de las abundancias de bario algunasUna concentración 20-50  veces mayor que la encontrada en estrellas no evolucionadas es evidencia de la operación del proceso s dentro de dichas estrellas. Muchas pruebas modernas de la nucleosíntesis estelar provienen de las composiciones isotópicas del polvo estelar , granos sólidos que se han condensado a partir de los gases de estrellas individuales y que se han extraído de meteoritos. El polvo estelar es un componente del polvo cósmico y se denomina frecuentemente granos presolares . Las composiciones isotópicas medidas en los granos de polvo estelar demuestran muchos aspectos de la nucleosíntesis dentro de las estrellas de las cuales se condensaron los granos durante los episodios de pérdida de masa en la etapa final de la vida estelar . ^{[ 22 ]}

La nucleosíntesis de supernovas ocurre en el entorno energético de las supernovas, en el que los elementos entre el silicio y el níquel se sintetizan en cuasi equilibrio [ ^{23 ] establecido} durante la fusión rápida que se une mediante reacciones nucleares equilibradas recíprocas al 28Si ^. El cuasiequilibrio puede considerarse como un equilibrio casi absoluto , excepto por una alta abundancia de núcleos de 28Si ^en la mezcla de combustión febril. Este concepto [20 ^{] fue} el descubrimiento más importante en la teoría de la nucleosíntesis de los elementos de masa intermedia desde el  artículo ya que proporcionó una comprensión general de los elementos abundantes y químicamente importantes entre el silicio (A = 28 ) y el níquel (A = 60 ). Reemplazó el proceso alfa incorrecto, aunque muy citado , del artículo B2FH ^,que inadvertidamente oscureció la teoría de Hoyle de 1954 . ^{[ 24 ]} Pueden ocurrir otros procesos de nucleosíntesis, en particular el proceso r (proceso rápido) descrito por el artículo de B ² FH y calculado por primera vez por Seeger, Fowler y Clayton, ^{[ 25 ]} en el que los isótopos más ricos en neutrones de elementos más pesados ​​que el níquel se producen por absorción rápida de neutrones libres. La creación de neutrones libres por captura de electrones durante la compresión rápida del núcleo de la supernova junto con el ensamblaje de algunos núcleos semilla ricos en neutrones hace que el proceso r sea un proceso primario , y uno que puede ocurrir incluso en una estrella de H y He puros. Esto está en contraste con la designación de B ² FH del proceso como un proceso secundario . Este escenario prometedor, aunque generalmente apoyado por expertos en supernovas, todavía no ha logrado un cálculo satisfactorio de las abundancias del proceso r . El proceso r primario ha sido confirmado por astrónomos que habían observado estrellas viejas nacidas cuando la metalicidad galáctica era todavía pequeña, que no obstante contienen su complemento de núcleos del proceso r ; demostrando así que la metalicidad es producto de un proceso interno. El proceso r Es responsable de nuestra cohorte natural de elementos radiactivos, como el uranio y el torio, así como de los isótopos más ricos en neutrones de cada elemento pesado.

El proceso rp (protón rápido) implica la absorción rápida de protones libres, así como de neutrones, pero su función y su existencia son menos seguras.

La nucleosíntesis explosiva ocurre demasiado rápido para que la desintegración radiactiva disminuya el número de neutrones, de modo que muchos isótopos abundantes con números iguales y pares de protones y neutrones se sintetizan mediante el proceso de cuasiequilibrio del silicio. ^{[ 23 ]} Durante este proceso, la combustión de oxígeno y silicio fusiona núcleos que a su vez tienen números iguales de protones y neutrones para producir nucleidos que consisten en números enteros de núcleos de helio , hasta 15 (que representan ⁶⁰ Ni). Estos nucleidos de partículas alfa múltiples son totalmente estables hasta ⁴⁰ Ca (compuesto por 10  núcleos de helio), pero los núcleos más pesados ​​con números iguales y pares de protones y neutrones están fuertemente ligados pero son inestables. El cuasiequilibrio produce isóbaros radiactivos ^44Ti , ^48Cr , ^52Fe y ^56Ni , los cuales (excepto el ^44Ti ) se crean en abundancia, pero se desintegran después de la explosión y dejan el isótopo más estable del elemento correspondiente con el mismo peso atómico . Los isótopos más abundantes y existentes de los elementos producidos de esta manera son ^48Ti , ^52Cr y ^56Fe . Estas desintegraciones van acompañadas de la emisión de rayos gamma (radiación del núcleo), cuyas líneas espectroscópicas pueden utilizarse para identificar el isótopo creado por la desintegración. La detección de estas líneas de emisión fue un importante producto inicial de la astronomía de rayos gamma . ^{[ 26 ]}

La prueba más convincente de la nucleosíntesis explosiva en supernovas se produjo en  1987, cuando se detectaron líneas de rayos gamma provenientes de la supernova 1987A . Las líneas de rayos gamma que identificaban los núcleos de ^56Co y ^57Co , cuyas vidas medias limitan su edad a aproximadamente un año, demostraron que sus progenitores de cobalto radiactivo los crearon. Esta observación de astronomía nuclear se predijo en  1969 ^{[ 26 ]} como una forma de confirmar la nucleosíntesis explosiva de los elementos, y esa predicción desempeñó un papel importante en la planificación del Observatorio de Rayos Gamma Compton  de la NASA .

Otras pruebas de la nucleosíntesis explosiva se encuentran en los granos de polvo estelar que se condensaron en el interior de las supernovas al expandirse y enfriarse. Los granos de polvo estelar son un componente del polvo cósmico. En particular, se midió que el isótopo radiactivo ^44Ti era muy abundante en los granos de polvo estelar de supernovas en el momento en que se condensaron durante la expansión de la supernova. ^{[ 22 ]} Esto confirmó una  predicción de 1975 sobre la identificación del polvo estelar de supernovas (" SUNOCONs "), que pasó a formar parte del conjunto de granos presolares . Otras proporciones isotópicas inusuales dentro de estos granos revelan muchos aspectos específicos de la nucleosíntesis explosiva.

Se sugirió otro tipo de nucleosíntesis explosiva a través del proceso r en las llamaradas de los magnetares . Algunas pruebas directas de esto se publicaron en  2025. Se estima que este tipo de evento ha creado ~Entre el 1% y el 10% de los elementos más pesados ​​del universo. ^{[ 27 ]}

A mediados de la década de 2020, se creía que la fusión de  estrellas  de neutrones binarias (BNS) era la principal fuente de elementos del proceso r . ^{[ 28 ]} Siendo ricas en neutrones por definición, se sospechaba que las fusiones de este tipo eran una fuente de tales elementos, pero era difícil obtener evidencia definitiva. En  2017 surgió una fuerte evidencia, cuando el Observatorio de Ondas Gravitacionales por Interferometría Láser LIGO Tooltip , Virgo , el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi y el Laboratorio Internacional de Astrofísica de Rayos Gamma INTEGRAL Tooltip , junto con una colaboración de muchos observatorios alrededor del mundo, detectaron firmasde ondas gravitacionales y electromagnéticas de una probable fusión de estrellas de neutrones, GW170817 , y posteriormente detectaron señales de numerosos elementos pesados ​​como el oro a medida que la materia degenerada desintegraba y enfriaba. ^{[ 29 ]} La primera detección de la fusión de una estrella de neutrones y un agujero negro (NSBH) se produjo en julio de 2021 y posteriormente se produjeron más, pero los análisis parecen favorecer a las BNS sobre las NSBH como principales contribuyentes a la producción de metales pesados. ^{[ 30 ] [ 31 ]}    

La nucleosíntesis puede ocurrir en los discos de acreción de los agujeros negros . ^{[ 32 ] [ 33 ] [ 34 ] [ 35 ] [ 36 ] [ 37 ] [ 38 ]}

El proceso de espalación de rayos cósmicos reduce el peso atómico de la materia interestelar por el impacto con los rayos cósmicos , para producir algunos de los elementos más ligeros presentes en el universo (aunque no una cantidad significativa de deuterio ). En particular, se cree que la espalación es responsable de la generación de casi todo el ^3He y los elementos litio , berilio y boro, aunque algunos ⁷Li y ⁷Se cree que el berilio se produjo en el Big  Bang. El proceso de espalación resulta del impacto de  los rayos cósmicos (principalmente  protones rápidos) contra el medio interestelar . Estos impactos fragmentan los núcleos de carbono, nitrógeno y oxígeno presentes. El proceso da como resultado la presencia de los elementos ligeros berilio, boro y litio en el cosmos en abundancias mucho mayores que las que se encuentran en las atmósferas estelares . Las cantidades de los elementos ligeros ^¹H y ^⁴He producidas por espalación son insignificantes en comparación con su abundancia primordial.

El berilio y el boro no se producen significativamente mediante procesos de fusión estelar, ya que el 8Be ^tiene una vida media extremadamente corta .8,2 × 10 ⁻¹⁷  segundos. ^{[ 39 ]}