Los elementos del grupo de hierro están en el máximo de la curva de energía de enlace, por lo que no pueden fusionarse exotérmicamente para producir elementos más pesados. Eso significa que el núcleo de una estrella pesada se vuelve inestable una vez que está compuesto principalmente de elementos del grupo de hierro, ya que el núcleo se mantiene contra su propia gravedad mediante una combinación de presión de degeneración de electrones y presión térmica, la presión térmica es producida por la energía exotérmica. Fusión de elementos más ligeros en elementos más pesados que ocurre constantemente en el núcleo.
Cuando la fusión comienza a apagarse en el núcleo debido a que los elementos ligeros se agotan lo suficiente, la presión térmica disminuye rápidamente y el núcleo comienza a colapsarse.
Inicialmente, los electrones se capturan en núcleos cargados positivamente, convirtiendo los protones en neutrones y reduciendo aún más la presión. Todo esto sucede muy rápidamente: el núcleo de hierro de una estrella que acumula masas de 1.25-1.35 solares, y que tiene aproximadamente el diámetro de los EE. UU. Continentales, se derrumba en un objeto parecido al tamaño de Manhattan en medio segundo, muy cerca del libre otoño.
Durante el colapso del núcleo, que es en su mayoría adiabático, la temperatura aumenta enormemente, tanto que se pueden crear abundantemente pares de electrones y positrones, y luego, a partir de las aniquilaciones de positrones de electrones, se genera una gran cantidad de neutrinos y antineutrinos, que llevan Aleja la mayoría de la energía del colapso del núcleo estelar. Debido a que incluso los neutrinos de interacción muy débil quedan atrapados hasta algún tiempo después del colapso, los neutrinos son las únicas partículas que se mueven libremente, incluso aunque los neutrinos estén atrapados durante el colapso inicial.
Pero los neutrinos finalmente se transportan hacia afuera desde el interior de la estrella, en una escala de tiempo de unos pocos segundos, y la mayoría de los neutrinos y anti-neutrinos se escapan.
Pero al mismo tiempo se producen muchos, muchos neutrones libres.
Las densidades de 3 a 4 veces la densidad teórica de la materia nuclear se alcanzan en el colapso del núcleo … así que no te engañes.
Nadie sabe realmente cuál es la ecuación del estado de la materia nuclear, incluso a la densidad normal de la materia nuclear, y mucho menos a una densidad de materia nuclear de 3-4 veces. Sin embargo, esta es la pregunta crítica que determina lo que sucede: ¿explota una estrella o se derrumba en un agujero negro?
Pero se pueden imponer restricciones a esa ecuación de estado, y algunas ecuaciones teóricas de estado que se han utilizado en algunos modelos de supernovas son imposibles porque violan la relatividad.
Las ecuaciones de estado nunca deben implicar que la velocidad del sonido sea más rápida que la velocidad de la luz en las densidades que se obtienen en el núcleo colapsado.
Este escenario es lo que la teoría predice es el comienzo de una supernova del colapso del núcleo, o el colapso de una estrella en un agujero negro al final de su vida.
Los elementos más allá del hierro deben acumularse en estrellas mediante la absorción sucesiva de neutrones en los núcleos de los grupos de hierro, seguidos de la desintegración beta de esos núcleos.
Nadie sabe con certeza qué tan alto es el núcleo de una estrella, más allá del hierro, que es posible crear.
Pero, los elementos mucho más allá del uranio tienden a tener una vida cada vez más corta, cuando se crean en el laboratorio en la tierra. Pueden formarse por procesos estelares, pero nunca nos serán visibles, porque se descomponen demasiado rápido y son demasiado raros en las atmósferas externas de las estrellas.
La adición de neutrones puede ocurrir mediante el proceso s (proceso lento) o el proceso r (proceso rápido).
El proceso s no es básicamente muy diferente del proceso r, excepto que el proceso s ocurre en condiciones de un flujo de neutrones mucho más bajo, de modo que el núcleo resultante, que tiene un neutrón adicional, posiblemente tenga tiempo para la desintegración beta, si es inestable a la descomposición beta, antes de que absorba otro neutrón.
En el proceso r, los flujos de neutrones son tan altos que los núcleos continúan absorbiendo neutrones antes de que se desintegren beta, por lo que pueden dirigirse hasta la línea de goteo de neutrones y comenzar a reemitir algunos de los neutrones que han absorbido, Antes de que la beta se desintegre hacia el valle de la estabilidad.
Por lo tanto, teóricamente, los dos procesos producirían diferentes distribuciones de las abundancias de los núcleos de hierro trans: el proceso r está mucho más lejos del equilibrio que el proceso s. Luego, los teóricos intentan calcular esas diferentes distribuciones … pero en realidad no pueden hacerlo tan bien. La interacción residual fuerte es todavía demasiado fuerte.
El proceso r se produce en las supernovas del colapso del núcleo, donde hay enormes flujos de neutrones durante la explosión.
El proceso s puede ocurrir en estrellas ramificadas gigantes asintóticas, cuando ya hay núcleos semilla en el grupo de hierro que estaban presentes en la estrella, cuando se formó.
Por lo tanto, sin la posibilidad de dispersar los elementos del grupo de hierro ampliamente en la galaxia, donde pueden incorporarse a nuevas estrellas, no podría ocurrir ningún proceso s.
La principal forma de dispersar los elementos del grupo de hierro es en una supernova de colapso del núcleo, o supernova de tipo Ia, aunque en los últimos años se han sugerido algunas sugerencias de que la nucleogénesis también puede ocurrir de una manera más exótica en los discos y chorros de acreción que surgen del negro. agujeros
Algunas personas han sugerido que hasta el 50% de los elementos más pesados que el hierro pueden formarse mediante el proceso s, y dispersarse lentamente en el medio interestelar a medida que las estrellas gigantes asintóticas forman nebulosas planetarias.
Creo que debería tenerse en cuenta desde el principio que se trata de una física extremadamente compleja.
Hay miles de vías de reacción involucradas en el proceso s y en el proceso r, y hay casi tantas secciones transversales de reacción totalmente desconocidas involucradas, que son necesarias al calcular la solución de las ecuaciones de velocidad de Saha, que determinan el resultado final. Abundancias elementales. Estas velocidades de reacción también son fuertemente dependientes de la temperatura.
Hay una gran cantidad de conjeturas educadas que deben irse antes de que alguien pueda extraer conclusiones teóricas sólidas sobre las abundancias elementales resultantes de los procesos de r o s.
Entonces, IMNSHO, es bastante difícil argumentar de manera convincente a partir de la distribución observada de masas atómicas de los elementos más pesados que el hierro en el sistema solar, o en las atmósferas estelares de nuestra galaxia, o en el espacio interestelar, que el proceso s o El proceso r fue dominante en su formación.
Ciertamente se puede ver que los núcleos más estables, cerca de los números mágicos correspondientes a las conchas cerradas, deberían ser los que son mucho más abundantes, y creo que probablemente pueda acercarse al cálculo de estos picos de abundancia correctamente, en teoría. Pero obtener las pequeñas oscilaciones en los mínimos entre los picos de los números mágicos y la abundancia general cerca de los mínimos correctos, en teoría, es un problema mucho más difícil, probablemente un problema esencialmente imposible.
A la luz de esto, el mecanismo más natural, tal como lo veo, y el más eficiente y simple para formar y dispersar la mayoría de los elementos más pesados que el hierro, es sin duda el proceso r.
Todos los elementos más pesados que el hierro pueden formarse de manera eficiente de esta manera, y la subsiguiente explosión de supernova dispersaría convenientemente esos elementos amplia y rápidamente en el espacio interestelar, todo al mismo tiempo.
Prefiero las explicaciones simples a las complejas, cuando parece que las explicaciones simples pueden funcionar y no pueden descartarse.