Proceso de quema de silicio

Secuencia muy breve de reacciones de fusión nuclear que ocurren en estrellas masivas

En astrofísica , la combustión de silicio es una secuencia muy breve ^[1] de reacciones de fusión nuclear que ocurren en estrellas masivas con un mínimo de aproximadamente 8-11 masas solares. La combustión de silicio es la etapa final de la fusión de las estrellas masivas que se han quedado sin los combustibles que las alimentan durante sus largas vidas en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell . Sigue las etapas anteriores de los procesos de combustión de hidrógeno , helio , carbono , neón y oxígeno .

La combustión del silicio comienza cuando la contracción gravitacional eleva la temperatura del núcleo de la estrella a 2.700-3.500 millones de kelvin ( GK ). La temperatura exacta depende de la masa. Cuando una estrella ha completado la fase de combustión del silicio, no es posible que se produzcan más fusiones. La estrella colapsa catastróficamente y puede explotar en lo que se conoce como una supernova de tipo II .

Secuencia de fusión nuclear y fotodesintegración del silicio

Después de que una estrella completa el proceso de quema de oxígeno , su núcleo está compuesto principalmente de silicio y azufre. ^[2]^[3] Si tiene una masa suficientemente alta, se contrae aún más hasta que su núcleo alcanza temperaturas en el rango de 2,7–3,5 GK (230–300 keV ). A estas temperaturas, el silicio y otros elementos pueden fotodesintegrarse , emitiendo un protón o una partícula alfa. ^[2] La quema de silicio procede por reordenamiento por fotodesintegración, ^[4] que crea nuevos elementos por el proceso alfa , añadiendo una de estas partículas alfa liberadas ^[2] (el equivalente a un núcleo de helio) por paso de captura en la siguiente secuencia (fotoeyección de alfas no mostrada):

²⁸ ₁₄Si	+	⁴ ₂Él	→	³² ₁₆S
³² ₁₆S	+	⁴ ₂Él	→	³⁶ ₁₈Arkansas
³⁶ ₁₈Arkansas	+	⁴ ₂Él	→	⁴⁰ ₂₀California
⁴⁰ ₂₀California	+	⁴ ₂Él	→	⁴⁴ ₂₂Sí
⁴⁴ ₂₂Sí	+	⁴ ₂Él	→	⁴⁸ ₂₄Cr
⁴⁸ ₂₄Cr	+	⁴ ₂Él	→	⁵² ₂₆Fé
⁵² ₂₆Fé	+	⁴ ₂Él	→	⁵⁶ ₂₈Ni

En teoría, la cadena podría continuar, ya que la adición de más alfas continúa siendo exotérmica hasta llegar al estaño-100 . ^[5] Sin embargo, los pasos posteriores al níquel-56 son mucho menos exotérmicos y la temperatura es tan alta que la fotodesintegración impide un mayor progreso. ^[2]

La secuencia de combustión del silicio dura aproximadamente un día antes de ser golpeada por la onda de choque que se lanzó por el colapso del núcleo. La combustión se vuelve entonces mucho más rápida a la temperatura elevada y se detiene solo cuando la cadena de reordenamiento se ha convertido en níquel-56 o se detiene por la eyección y el enfriamiento de una supernova. El níquel-56 se desintegra primero en cobalto-56 y luego en hierro-56 , con vidas medias de 6 y 77 días respectivamente, pero esto sucede más tarde, porque solo hay minutos disponibles dentro del núcleo de una estrella masiva. La estrella se ha quedado sin combustible nuclear y en cuestión de minutos su núcleo comienza a contraerse. ^{[ cita requerida ]}

Durante esta fase de la contracción, la energía potencial de la contracción gravitacional calienta el interior a 5 GK (430 keV) y esto se opone y retrasa la contracción. ^[6] Sin embargo, dado que no se puede generar energía térmica adicional a través de nuevas reacciones de fusión, la contracción final sin oposición se acelera rápidamente hasta un colapso que dura solo unos segundos. ^[7] La porción central de la estrella ahora está aplastada en un núcleo de neutrones con la temperatura elevándose aún más a 100 GK (8,6 MeV) ^[8] que se enfría rápidamente ^[9] en una estrella de neutrones si la masa de la estrella es inferior a 20 M _☉ . ^[7] Entre 20 M _☉ y 40-50 M _☉ , el retroceso del material hará que el núcleo de neutrones colapse aún más en un agujero negro . ^[10] Las capas externas de la estrella son expulsadas en una explosión conocida como supernova de tipo II que dura días a meses. La explosión de una supernova libera una gran ráfaga de neutrones, que pueden sintetizar en aproximadamente un segundo aproximadamente la mitad de la oferta de elementos del universo que son más pesados que el hierro, a través de una rápida secuencia de captura de neutrones conocida como proceso r (donde la "r" significa captura "rápida" de neutrones).

Energía de unión

Este gráfico muestra la energía de enlace por nucleón de varios nucleidos. La energía de enlace es la diferencia entre la energía de los protones y neutrones libres y la energía del nucleido. Si el producto o los productos de una reacción tienen mayor energía de enlace por nucleón que el reactivo o reactivos, entonces la reacción es exotérmica (libera energía) y puede continuar, aunque esto es válido solo para reacciones que no cambian el número de protones o neutrones (no hay reacciones de fuerza débil ). Como se puede ver, los nucleidos ligeros como el deuterio o el helio liberan grandes cantidades de energía (un gran aumento en la energía de enlace) cuando se combinan para formar elementos más pesados: el proceso de fusión. Por el contrario, los elementos pesados como el uranio liberan energía cuando se descomponen en elementos más ligeros: el proceso de fisión nuclear . En las estrellas, la nucleosíntesis rápida se produce añadiendo núcleos de helio (partículas alfa) a los núcleos más pesados. Como se mencionó anteriormente, este proceso termina alrededor de la masa atómica 56. ^[11] La desintegración del níquel-56 explica la gran cantidad de hierro-56 observada en los meteoritos metálicos y en los núcleos de los planetas rocosos.

Véase también

Referencias

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Enlaces externos

Evolución estelar: la vida y la muerte de nuestros luminosos vecinos, por Arthur Holland y Mark Williams de la Universidad de Michigan
La evolución y la muerte de las estrellas, por Ian Short
Origen de los elementos pesados, por la Universidad de Tufts
Capítulo 21: Explosiones estelares, por G. Hermann
Arnett, WD, Evolución avanzada de estrellas masivas. VII – Quema de silicio / Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 35, octubre de 1977, pág. 145–159.
Hix, W. Raphael; Thielemann, Friedrich-Karl (1 de abril de 1996). "Silicon Burning. I. Neutronization and the Physics of Quasi-Equilibrium". The Astrophysical Journal . 460 : 869. arXiv : astro-ph/9511088v1 . Código Bibliográfico :1996ApJ...460..869H. doi :10.1086/177016. S2CID 119422051 . Consultado el 29 de julio de 2015 .

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[3] Woosley SE, Arnett WD, Clayton DD, "Combustión hidrostática de oxígeno en estrellas II. Combustión de oxígeno a potencia equilibrada", Astrophys. J. 175, 731 (1972)

[4] Donald D. Clayton, Principios de evolución estelar y nucleosíntesis , Capítulo 7 (University of Chicago Press 1983)

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[6] Janka, H.-Th.; Marek, A.; Martinez-Pinedo, G.; Müller, B. (4 de diciembre de 2006). "Teoría de supernovas con colapso de núcleo". arXiv : astro-ph/0612072v1 .

[collapse-7] Fryer, CL; New, KCB (2006-01-24). "Ondas gravitacionales a partir del colapso gravitacional". Instituto Max Planck de Física Gravitacional . Archivado desde el original el 2006-12-13 . Consultado el 2006-12-14 .

[8] Mann, Alfred K. (1997). La sombra de una estrella: La historia de los neutrinos de la supernova 1987A. Nueva York: WH Freeman. p. 122. ISBN 978-0-7167-3097-2Archivado desde el original el 5 de mayo de 2008. Consultado el 19 de noviembre de 2007 .

[9] Bombaci, I. (1996). "La masa máxima de una estrella de neutrones". Astronomía y astrofísica . 305 : 871–877. Bibcode :1996A&A...305..871B.

[10] Fryer, Chris L. (2003). "Formación de agujeros negros a partir del colapso estelar". Gravedad clásica y cuántica . 20 (10): S73–S80. Código Bibliográfico :2003CQGra..20S..73F. doi :10.1088/0264-9381/20/10/309. S2CID 122297043. Archivado desde el original el 2020-10-31 . Consultado el 2019-11-29 .

[11] "Número másico, número de protones, nombre del isótopo, masa [MeV/c^2], energía de enlace [MeV] y energía de enlace por núcleo [MeV] para diferentes núcleos atómicos". Julio de 2005. Archivado desde el original el 9 de marzo de 2006 . Consultado el 7 de enero de 2007 .