¿Cómo produce el universo elementos pesados como el oro?

¿Cómo produce el universo elementos pesados como el oro? Es una pregunta con la que los astrónomos han luchado durante más de medio siglo, y las respuestas apenas comienzan a surgir. Crédito de la imagen: Fuente científica/Tom McHugh.ABRIR EN EL VISORABRIR EN EL VISOR

Entonces, poco después de la medianoche, Ji llamó a su asesora Anna Frebel para describir lo que acababa de ver y apenas podía creer: una estrella débil en una galaxia cercana oscura llamada Reticulum II parecía tener cantidades extraordinarias de europio, un elemento que es aún más raro en el cosmos que el oro. Frebel le dijo a Ji que observara otra estrella en la misma pequeña galaxia. Esa estrella también resultó ser rica en europio, al igual que una tercera. Al final, siete de las nueve estrellas que Ji observó tenían niveles extremos del elemento raro. A los astrónomos les tomaría algún tiempo interpretar su sorprendente resultado, pero cuando lo hicieron, surgió una de las preguntas más apremiantes de la astronomía: ¿Cómo produce el universo sus elementos más pesados?

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Es una pregunta con la que los astrónomos han luchado durante más de medio siglo. Elementos como el oro, la plata y el platino normalmente no se forman en las reacciones nucleares que alimentan las estrellas. Así que la mayoría de los investigadores habían pensado durante mucho tiempo que estos elementos se crearon cuando las estrellas masivas explotan al final de sus vidas como supernovas ardientes.

El descubrimiento de Ji en 2015 ayudó a anular esa sabiduría convencional. Dos años más tarde, una observación dramática pareció confirmar el nuevo pensamiento. Los astrónomos vieron cómo se formaban elementos pesados cuando dos densas estrellas de neutrones chocaban en espiral, lo que implicaba que la fusión de binarias de estrellas de neutrones y no las supernovas era la fuente principal de los elementos más pesados.

Ahora, sin embargo, han surgido dudas, lo que sugiere que la solución original, las explosiones de supernovas, pueden ser una parte importante de la respuesta después de todo.

Hallazgos raros

Estos elementos pesados apenas existen. Si sumas todos los átomos del universo desde el galio (número atómico 31, que es el número de protones en el núcleo) hasta el uranio (número atómico 92), tendrías solo 1/2300 del número total de átomos de hierro. (número atómico 26). El europio (número atómico 63) y el oro (número atómico 79) pertenecen a esta misma categoría.

Los elementos más pesados son raros porque las estrellas apenas los fabrican. Para sobrevivir, cada estrella debe generar energía para no colapsar por su propio peso. Esta energía proviene de reacciones de fusión nuclear iniciadas por calor y presión intensos. Las reacciones comienzan cuando el hidrógeno se fusiona para formar helio, que luego se transforma en elementos más pesados, como el carbono y el oxígeno. Pero estas reacciones producen energía sólo hasta el hierro. El hierro es un callejón sin salida nuclear porque es el elemento más estable: fusionarlo para crear otros más pesados en realidad requiere energía, lo que significa que las estrellas normalmente no los producen.

Los elementos ligeramente más pesados que el hierro, como el cobre y el zinc, se pueden forjar en la agitación de una explosión de supernova. Pero, ¿qué pasa con los elementos aún más pesados? En la década de 1950, astrónomos y físicos identificaron dos procesos como fuente de estos elementos ( 1 , 2). Uno, llamado proceso s ("s" para lento), involucra reacciones nucleares cerca del final de la vida de una estrella que liberan neutrones. A diferencia de los protones, los neutrones pueden navegar hacia el núcleo cargado positivamente de un átomo sin ser repelidos. Como resultado, los núcleos de hierro que heredó la estrella al nacer ocasionalmente capturan estos neutrones; debido a que el flujo de neutrones es bajo, los núcleos atómicos recién formados tienen mucho tiempo para desintegrarse si son radiactivos. Durante este proceso, los neutrones en los núcleos recién formados pueden convertirse en protones, creando así elementos con números atómicos mayores. Los astrónomos han observado durante mucho tiempo elementos del proceso s como el tecnecio en las superficies de las estrellas envejecidas que los están produciendo.

Pero el proceso s no explicaba todo. En particular, la mayor parte del oro, la plata y el platino, así como todo el torio y el uranio, se sintetizan cuando un flujo rápido de neutrones bombardea los núcleos de hierro. Los nuevos neutrones se acumulan en los núcleos antes de que los capturados antes puedan decaer, lo que da lugar a elementos aún más pesados. Este es el proceso r, como en "rápido". Ocurre en bombas nucleares, razón por la cual durante décadas los astrónomos pensaron que las explosiones de supernovas impulsaban el proceso r y representaban el oro y el platino del universo. Mientras que una estrella envejecida puede pasar millones de años produciendo elementos de proceso s, una supernova introduce neutrones en núcleos de hierro y forja material de proceso r en cuestión de segundos.

Sin embargo, la rapidez del proceso significa que es mucho más difícil estudiar el proceso r que el proceso s. Hasta hace poco, nadie había visto el proceso r operar realmente en el espacio, y nadie había visto nunca una supernova crear elementos del proceso r.

Para estudiar el proceso r, los astrónomos se han centrado durante mucho tiempo en el europio. A diferencia del oro, cuyas líneas espectrales se encuentran en la región ultravioleta del espectro electromagnético y están bloqueadas por la atmósfera terrestre, las líneas espectrales del europio aparecen en la parte visible del espectro. La gran abundancia de europio que Ji encontró en la galaxia Reticulum II brinda una pista clave sobre el proceso r ( 3 ): "Lo que sea que haya producido este elemento del proceso r es muy raro", dice Ji. En particular, debe ser mucho más raro que una supernova ordinaria.

Esta conclusión se deriva de la naturaleza de Reticulum II. Es una galaxia enana ultradébil, con solo unas pocas decenas de miles de estrellas, y es tan tenue que los astrónomos la detectaron hace solo unos años, aunque está en nuestro patio trasero, a solo 100,000 años luz de la Tierra. Las nueve estrellas que Ji observó contaban la historia de las numerosas supernovas que habían ocurrido en la galaxia. Dos estrellas son extremadamente pobres en hierro porque se formaron antes, después de que solo unas pocas estrellas explotaran para suministrar el hierro. Estas dos estrellas pobres en hierro también carecen de europio. Luego ocurrieron explosiones de supernova adicionales, elevando el nivel de hierro en la galaxia y en las estrellas que se formaron más tarde. En algún lugar del camino, un raro evento del proceso r bañó la galaxia con europio. Las siete estrellas ricas en europio que observó Ji se formaron a partir de este material, que también tenía niveles más altos de hierro. De este modo,

El raro evento del proceso r podría haber sido una supernova exótica. Pero Ji y sus colegas favorecieron una idea diferente, una que otro estudiante graduado había explorado cuatro décadas antes.

Giros estelares

En 1973, James Lattimer estaba cursando su doctorado en astronomía en la Universidad de Texas, Austin. Aunque entonces se pensaba que las supernovas eran la fuente del material del proceso r, el asesor de Lattimer, David Schramm, sospechaba que estas explosiones en realidad podrían no producir los elementos más pesados. Así que Schramm sugirió que Lattimer mirara otra cosa: una estrella de neutrones, el núcleo diminuto pero súper denso de una estrella masiva muerta. “Como era estudiante en ese momento, estaba más que feliz de que me pagaran por trabajar en algo que era emocionante y algo extravagante”, dice Lattimer. "Sugirió que intentáramos encontrar formas en las que pudiéramos hacer explotar las estrellas de neutrones". Después de todo, si desea que muchos neutrones impulsen el proceso r, una estrella de neutrones parece una buena apuesta.

Otra estudiante de posgrado, Jocelyn Bell, en Inglaterra, había descubierto la primera estrella de neutrones unos años antes. Lattimer y Schramm calcularon lo que sucedería si una estrella de neutrones entrara en espiral en un agujero negro. Las fuerzas de marea del agujero negro destrozarían la estrella de neutrones, empujando los neutrones contra los núcleos de hierro cercanos y produciendo una profusión de oro, platino y otros elementos del proceso r. La cantidad hecha, mostró su estudio, sería de aproximadamente el 5 por ciento de una masa solar, más o menos el 5 por ciento de una masa solar. “Mirando hacia atrás, me río, porque eso cubre todas las bases, incluido cero”, dice Lattimer. Su artículo, publicado en 1974, argumentó que las fusiones entre estrellas de neutrones y agujeros negros podrían generar todo el oro, platino y otros elementos del proceso r en el universo, eliminando la necesidad de su creación en supernovas (4 ).

También fue en 1974 cuando los astrónomos descubrieron la primera estrella binaria de neutrones: dos estrellas de neutrones que se orbitan entre sí. Incluso antes de este descubrimiento, Lattimer y Schramm reconocieron que la fusión de dos estrellas de neutrones también podría generar material de proceso r. Sin embargo, ese cálculo era más complicado y Lattimer nunca lo siguió. Schramm luego reclutó a otro estudiante, Eugene Symbalisty, quien confirmó el concepto a principios

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