Papel B2FH

El artículo B ^{2 FH [1] fue un} artículo científico fundamental sobre el origen de los elementos químicos. El título del artículo es Síntesis de los elementos en las estrellas , pero se lo conoció como B ² FH por las iniciales de sus autores: Margaret Burbidge , Geoffrey Burbidge , William A. Fowler y Fred Hoyle . Fue escrito entre 1955 y 1956 en la Universidad de Cambridge y Caltech , y luego publicado en Reviews of Modern Physics en 1957.

El artículo B ^{2 FH revisó la teoría} de la nucleosíntesis estelar y la respaldó con datos astronómicos y de laboratorio. Identificó los procesos de nucleosíntesis que son responsables de producir los elementos más pesados ​​que el hierro y explicó sus abundancias relativas . El artículo se volvió muy influyente tanto en astronomía como en física nuclear .

Antes de la publicación del artículo B ² FH, George Gamow defendía una teoría del Universo en la que casi todos los elementos químicos , o equivalentemente los núcleos atómicos , se sintetizaban durante el Big Bang . La teoría de Gamow (que difiere de la teoría actual de la nucleosíntesis del Big Bang ) implicaría que la abundancia de los elementos químicos permanecería en su mayor parte estática con el tiempo. Arthur Eddington había especulado que la conversión de hidrógeno en helio por fusión nuclear podría proporcionar la energía necesaria para alimentar a las estrellas en 1920. ^{[2] [3]} Hans Bethe y Charles L. Critchfield habían demostrado el mecanismo de fusión estelar de helio al derivar la cadena protón-protón (cadena pp) en 1938. ^[4] Carl von Weizsäcker ^[5] y Hans Bethe ^[6] habían derivado independientemente el ciclo CNO en 1938 y 1939, respectivamente. Así, Gamow y otros científicos sabían que las abundancias de hidrógeno y helio no eran perfectamente estáticas. Según su opinión, la fusión en las estrellas produciría pequeñas cantidades de helio, que aumentarían sólo ligeramente su abundancia a partir del Big Bang. Esta energía nuclear estelar no requería una nucleosíntesis estelar sustancial . Los elementos a partir del carbono seguían siendo un misterio.

Fred Hoyle propuso una hipótesis sobre el origen de los elementos pesados. Empezando con un artículo en 1946, y ampliado en 1954, ^[7] Hoyle propuso que todos los núcleos atómicos más pesados ​​que el litio se sintetizaban en estrellas . Ambas teorías coincidían en que algunos núcleos ligeros (hidrógeno, helio y una pequeña cantidad de litio) no se producían en estrellas, lo que se convirtió en la teoría ahora aceptada de la nucleosíntesis del Big Bang de H, He y Li.

El artículo de B ² FH era, aparentemente, un artículo de revisión que resumía los avances recientes en la teoría de la nucleosíntesis estelar . ^[8] Sin embargo, iba más allá de una simple revisión del trabajo de Hoyle, incorporando mediciones observacionales de abundancias elementales publicadas por los Burbidge y los experimentos de laboratorio de Fowler sobre reacciones nucleares. El resultado fue una síntesis de teoría y observación, que proporcionó evidencia convincente para la hipótesis de Hoyle.

La teoría predijo que la abundancia de los elementos evolucionaría a lo largo del tiempo cosmológico, una idea que se puede comprobar mediante espectroscopia astronómica . Cada elemento tiene un conjunto característico de líneas espectrales , por lo que la espectroscopia estelar se puede utilizar para inferir la composición atmosférica de estrellas individuales. Las observaciones indican una fuerte correlación negativa entre el contenido inicial de elementos pesados ​​de una estrella (conocido como metalicidad ) y su edad. Las estrellas formadas más recientemente tienden a tener una metalicidad más alta.

El Universo primitivo estaba formado únicamente por los elementos ligeros formados durante la nucleosíntesis del Big Bang . La estructura estelar y el diagrama de Hertzsprung-Russell indican que la duración de la vida de una estrella depende en gran medida de su masa inicial, siendo las estrellas más masivas de vida muy corta y las estrellas menos masivas de vida más larga. El artículo de B ² FH sostenía que cuando una estrella muere, enriquecerá el medio interestelar con "elementos pesados" (en este caso, todos los elementos más pesados ​​que el litio), a partir de los cuales se forman estrellas más nuevas.

El artículo B ^{2 FH describió aspectos clave de la} física nuclear y la astrofísica que intervienen en la forma en que las estrellas producen estos elementos pesados. Al examinar la tabla de nucleidos , los autores identificaron diferentes entornos estelares que podrían producir los patrones de abundancia isotópica observados y los procesos nucleares que deben ser responsables de ellos. Los autores invocan procesos de física nuclear, ahora conocidos como proceso p , proceso r y proceso s , para explicar los elementos más pesados ​​que el hierro . Las abundancias de estos elementos pesados ​​y sus isótopos son aproximadamente 100.000 veces menores que las de los elementos principales, lo que respaldó la hipótesis de Hoyle de 1954 de fusión nuclear dentro de las capas ardientes de estrellas masivas. ^[7]

B ² FH describió y analizó exhaustivamente la nucleosíntesis de los elementos más pesados ​​que el hierro mediante la captura de neutrones libres dentro de las estrellas. Avanzó mucho menos en la comprensión de la síntesis de los elementos muy abundantes desde el silicio hasta el níquel. El artículo no incluyó el proceso de quema de carbono , el proceso de quema de oxígeno y el proceso de quema de silicio , cada uno de los cuales contribuye a los elementos desde el magnesio hasta el níquel. Hoyle ya había sugerido que la nucleosíntesis de supernova podría ser responsable de estos en su artículo de 1954. ^[7] Donald D. Clayton ha atribuido el menor número de citas al artículo de Hoyle de 1954 en comparación con B ² FH como una combinación de factores: la dificultad de digerir el artículo de Hoyle de 1954 incluso para sus coautores de B ² FH, y entre los astrónomos en general; a que Hoyle describió su ecuación clave solo en palabras ^[9] en lugar de escribirla de manera destacada en su artículo; y a la revisión incompleta de Hoyle del borrador de B ² FH. ^[10]

El físico nuclear de Caltech William Alfred Fowler utilizó su licencia sabática para visitar a Hoyle en Cambridge de 1954 a 1955. La pareja invitó a Margaret Burbidge y Geoffrey Burbidge a unirse a ellos en Cambridge, ya que la pareja había publicado recientemente un extenso trabajo sobre abundancias estelares que sería necesario para probar la hipótesis de Hoyle. El cuarteto colaboró ​​​​en varios proyectos mientras estaban en Cambridge; Fowler y Hoyle comenzaron a trabajar en una revisión que se convertiría en B ² FH. Fowler regresó a Caltech con el trabajo lejos de completarse, y animó a los Burbidge a unirse a él en California. Ambos Burbidge tenían puestos temporales creados para ellos en 1956 en Caltech por Fowler para este propósito. ^{[ cita requerida ] El primer borrador completo fue completado por los Burbidge en 1956 en Caltech, después de agregar extensas observaciones astronómicas y datos experimentales para apoyar la teoría. Margaret Burbidge, la} primera autora del artículo , completó gran parte del trabajo mientras estaba embarazada. ^[11] El artículo final tiene 104 páginas, con 34 gráficos , 4 láminas fotográficas y 22 tablas ; a pesar de esta extensión, no tiene resumen . ^[1]

Algunos han supuesto que Fowler era el líder del grupo porque la redacción y la presentación para su publicación se realizaron en Caltech en 1956, pero Geoffrey Burbidge ha declarado que se trata de un error. Fowler, aunque era un físico nuclear consumado, todavía estaba aprendiendo la teoría de Hoyle en 1955 y más tarde declaró que Hoyle era el líder intelectual. ^[12] Los Burbidge también aprendieron la teoría de Hoyle durante 1954-55 en Cambridge. "No había ningún líder en el grupo", escribió G. Burbidge en 2008, "todos hicimos contribuciones sustanciales". ^[13]

B ² FH atrajo la atención científica hacia el campo de la astrofísica nuclear . Al revisar la teoría de la nucleosíntesis estelar y respaldarla con evidencia observacional, B ² FH estableció firmemente la teoría entre los astrónomos.

Fowler recibió la mitad del Premio Nobel de Física de 1983 , posiblemente por sus contribuciones a B ² FH. El comité Nobel declaró: "Junto con varios colaboradores, [Fowler] desarrolló, durante la década de 1950, una teoría completa de la formación de los elementos químicos en el universo". ^[14] Las contribuciones de Fowler a B ² FH incluyeron la física nuclear del proceso s y el proceso r .

Algunos han argumentado que Fred Hoyle merecía un reconocimiento similar por su trabajo teórico sobre el tema, y ​​sostienen que sus opiniones poco ortodoxas sobre el Big Bang le impidieron recibir una parte del Premio Nobel. Geoffrey Burbidge , por ejemplo, argumentó en 2008 que "Hoyle debería haber recibido un Premio Nobel por este y otros trabajos". También especuló que la razón por la que Hoyle terminó con las manos vacías fue que "se creía que Fowler era el líder del grupo". ^[13] Burbidge insistió en que esta percepción era falsa y señaló los documentos fundacionales anteriores de Hoyle de 1946 ^[15] y 1954. ^[7]

Fowler, en su propia conferencia del Nobel, escribió sobre Hoyle: "Fred Hoyle fue la segunda gran influencia en mi vida. El gran concepto de la nucleosíntesis en las estrellas fue establecido definitivamente por primera vez por Hoyle en 1946". ^[16]

El biógrafo de Hoyle, Mitton, ha especulado que Hoyle fue excluido del comité Nobel porque anteriormente se había pronunciado en contra de la injusticia de que el comité Nobel hubiera pasado por alto a Jocelyn Bell Burnell para el premio de 1974. ^[17]

En 2007 se celebró una conferencia en Caltech en Pasadena, California, para conmemorar el 50 aniversario de la publicación de B ² FH, ^[18] donde Geoffrey Burbidge presentó comentarios sobre la redacción de B ² FH.

• Documento de Alpher-Bethe-Gamow

• Burbidge, E. Margaret; Burbidge, GR; Fowler, William A.; Hoyle, F. (1957). "Síntesis de los elementos en las estrellas". Reseñas de Física Moderna . 29 (4): 547–650. Bibcode :1957RvMP...29..547B. doi : 10.1103/RevModPhys.29.547 .