Traducido, ampliado, adaptado y corregido de:
Cosmic alchemy in the laboratory (Por Michael Wiescher, Universidad de Notre Dame, Departamento de Física y Joint Institute of Nuclear Astrofísica (JINA), Notre Dame, Estados Unidos. Publicado en Physics el 17 de agosto de 2009).
Cosmic alchemy in the laboratory (Por Michael Wiescher, Universidad de Notre Dame, Departamento de Física y Joint Institute of Nuclear Astrofísica (JINA), Notre Dame, Estados Unidos. Publicado en Physics el 17 de agosto de 2009).
Los avances en las técnicas experimentales que miden las reacciones nucleares que ocurren en las estrellas están abriendo nuevas oportunidades para la comprensión de la evolución química y estelar del Universo.
El alquimista en busca de la piedra filosofal, Joseph Wright, 1771 (Museo de Derby).
Una advertencia al lector:
Si cotejan este texto con el artículo original en inglés (Cosmic alchemy in the laboratory), publicado en Physics el 17 de agosto de 2009, podrán advertir, en la segunda oración del bloque titulado "The key nuclear reactions that keep stars burning" ("La clave de las reacciones nucleares que mantienen a las estrellas ardiendo"), que en la ecuación de la reacción de fusión 1H+p→e++ν+2H, hay un error. En lugar de e- (electrón) debe ir e+ (positrón).
Este mismo error se vuelve a repetir en la primera oración del bloque titulado "Carbon fusion and thermonuclear explosions in stars" ("La fusión del carbono y las explosiones termonucleares en las estrellas") al citar nuevamente la ecuación indicada. Tanto el medio (Physics), como el autor (Michael Wiescher), fueron advertidos por quien escribe estas líneas. El autor, un importante científico, en un gesto admirable, reconoció el error por mail inmediatamente y notificó y envió a Physics el artículo revisado, pero al menos hasta hoy, 27 de abril de 2015, los responsables del medio no lo corrigieron.
Si cotejan este texto con el artículo original en inglés (Cosmic alchemy in the laboratory), publicado en Physics el 17 de agosto de 2009, podrán advertir, en la segunda oración del bloque titulado "The key nuclear reactions that keep stars burning" ("La clave de las reacciones nucleares que mantienen a las estrellas ardiendo"), que en la ecuación de la reacción de fusión 1H+p→e++ν+2H, hay un error. En lugar de e- (electrón) debe ir e+ (positrón).
Este mismo error se vuelve a repetir en la primera oración del bloque titulado "Carbon fusion and thermonuclear explosions in stars" ("La fusión del carbono y las explosiones termonucleares en las estrellas") al citar nuevamente la ecuación indicada. Tanto el medio (Physics), como el autor (Michael Wiescher), fueron advertidos por quien escribe estas líneas. El autor, un importante científico, en un gesto admirable, reconoció el error por mail inmediatamente y notificó y envió a Physics el artículo revisado, pero al menos hasta hoy, 27 de abril de 2015, los responsables del medio no lo corrigieron.
Lejos de ser luces eternas en el cielo, las estrellas son objetos dinámicos, cada una con un ciclo de vida que depende de su masa y composición interna. Las estrellas evolucionan como protoestrellas por la contracción gravitacional de una nube molecular hasta que el aumento de la temperatura interna y la densidad provocan la ignición de la combustión del hidrógeno. En este estado físico las estrellas alcanzan su "posición en la secuencia principal" en el Diagrama de Hertzsprung-Russell que utilizan los astrofísicos (Figura 1). La combustión del hidrógeno convierte cuatro núcleos de hidrógeno en un núcleo de helio, y la liberación de la energía nuclear estabiliza el núcleo estelar contra la contracción gravitacional hasta que el hidrógeno se agota. El núcleo comienza nuevamente a contraerse hasta la ignición de la combustión del helio, que convierte tres núcleos de helio en un núcleo de carbono. Debido a la combustión del núcleo, la temperatura se incrementa en las capas que lo envuelven, provocando que la estrella queme hidrógeno en esas capas y se expanda. Esto cambia la temperatura de la superficie y la estrella se une a la familia de las gigantes rojas siguiendo la trayectoria de la figura 1. A medida que la estrella quema helio, la energía generada se estabiliza contra la contracción gravitacional, hasta que el combustible de helio disminuye. Las estrellas de baja masa no avanzan más allá de la combustión del helio, debido a que la gravedad no es suficiente para desencadenar la posible fase siguiente de combustión del carbono, terminando como enanas blancas, las que están compuestas de carbono y oxígeno. Las estrellas más masivas desarrollan un núcleo de combustión de carbono con capas de combustión de helio y de hidrógeno después del agotamiento del combustible de helio.
Figura 1: Los astrofísicos categorizan los tipos de estrellas y los escenarios de evolución con el diagrama de Hertzsprung-Russell, que organiza las estrellas en términos de su luminosidad (que está relacionada con su masa y tamaño) y color (temperatura de la superficie). Las líneas azules muestran tres diferentes escenarios evolutivos para las estrellas de 1 masa solar, 5 masas solares, y 10 masas solares a medida que avanzan de la combustión del hidrógeno a la combustión del helio, y más allá.Ilustración: Robert Hollow, Commonwealth Science and Industrial Research Organisation (CSIRO), Australia, adaptado por Carin Cain.
De esta manera, las estrellas evolucionan a través de diversas fases y se mueven a lo largo de una muy compleja trayectoria en el diagrama de Hertzsprung-Russell, que principalmente depende de la masa estelar original y de su composición inicial. Para estrellas muy masivas, más de ocho masas solares, la combustión del carbono es seguida por una serie de fases de combustión cortas posteriores -combustión de neón, oxígeno y silicio- que convierten el material del núcleo en hierro y níquel. No hay más procesos de fusión que puedan generar energía, de modo que la captura de electrones por los isótopos del hierro y el níquel desestabiliza el núcleo, que colapsa bajo la fuerza gravitatoria, provocando una explosión de supernova. Las fases evolutivas correspondientes son impulsadas por las reacciones nucleares dentro de la estrella, proporcionando tanto la energía para resistir el colapso gravitacional como el combustible para producir la nucleosíntesis de los elementos químicos.
Figura 2: La producción principal de energía durante los procesos de combustión estelar del hidrógeno y el helio. (Arriba a la izquierda) la reacción pp, que controla la principal producción de energía en estrellas de baja masa de la secuencia principal, como nuestro sol (imagen de neutrinos, abajo a la izquierda). (Centro superior) el primer ciclo CNO como fuente de energía principal en estrellas masivas de la secuencia principal, como Sirio (que se muestra en la parte inferior central). (Arriba a la derecha) las principales reacciones de la combustión de helio estelar tales como el proceso triple alfa y la captura alfa posterior en 12C, que controla la producción de energía de las estrellas gigantes rojas, como Betelgeuse (inferior derecha).Ilustración: Alan Stonebraker, solar neutrino image courtesy Robert Svoboda, Louisiana State University; Sirio y Betelgeuse, imágenes de NASA/Hubble Space Telescope.
En cada etapa de combustión de la vida estelar se producen múltiples reacciones nucleares, pero en la mayoría de los casos sólo unas pocas resultan ser fundamentales para determinar las fases principales del proceso de combustión (figura 2). Cuando las estrellas queman hidrógeno y helio, las reacciones críticas son en su mayoría procesos de captura alfa y protones radiativos, mientras que en las fases posteriores de combustión de carbono y oxígeno, los procesos clave son predominantemente reacciones de fusión nuclear. Las velocidades de reacción de estos procesos no sólo determinan la evolución de los elementos a través de la nucleosíntesis, sino también la producción de energía y la duración para cada una de las fases consecutivas de combustión estelar.
A temperaturas estelares, las velocidades de reacción son extremadamente bajas, por lo que las vidas de las estrellas se cuentan en millones de años. En las últimas décadas, el análisis y comprensión de estos procesos criticos de reacción de baja energía en las estrellas ha insumido considerable esfuerzo teórico y experimental. Las secciones transversales extremadamente bajas limitan la medición directa de la reacciones en energías correspondientes a la temperatura estelar. Esto principalmente ocurre porque la tasa de señales de reacción en los detectores es extremadamente baja, mientras que el ruido de fondo es muy grande. Este deterioro del fondo es causado por la radiacion inducida por los rayos cósmicos en los detectores; la radiación natural desde el entorno experimental, y el fondo inducido por el haz de impurezas livianas (bajo número atómico) del objetivo. ¿Qué sabemos acerca de las velocidades de reacción que se producen en una estrella ardiendo a bajas energías, y por lo tanto de las extrapolaciones de las secciones transversales experimentales, medidas a las energías que están sustancialmente por encima de las energías estelares?. La precisión de nuestros modelos computacionales de la evolución estelar y la nucleosíntesis depende fundamentalmente de lo bien que entendemos y cómo de manera fiable extrapolamos las secciones transversales de la reacción nuclear de baja energía.
La ventana de Gamow
El rango de energía característico de cualquier reacción en una fase de combustión estelar ocurre cuando la distribución de Maxwell Boltzmann para la interacción de partículas se superpone con la cola de bajo consumo de energía de la sección transversal de la reacción (figura 3): la llamada ventana de Gamow. Las energías a las que esta superposición se produce dependerán de la carga Z de los núcleos interactuantes y de la temperatura del medio ambiente, y tienen que ser calculadas para cada reacción específica. Las energías de Gamow están entre 3 keV y 30 keV para reacciones estelares típicas de combustión del hidrógeno en el núcleo de estrellas ubicadas en la secuencia principal; alrededor de 300 keV para reacciones estelares de combustión del helio tal como ocurre en los núcleos de estrellas gigantes rojas, y en el rango de 1 MeV a 2 MeV para la combustión estelar de carbono, como se demuestra en la figura 3.
Figura 3: La ventana de Gamow es el rango de energías donde se producen las reacciones nucleares en las estrellas. (Arriba) La ventana muestra como se superponen la región de la distribución de Maxwell Boltzmann de las partículas que interactúan y la cola de baja energía de la sección transversal de la reacción. (Abajo) Régimen típico temperatura-densidad para una variedad de núcleos y fases de combustión en las capas durante la evolución estelar en correlación con los rangos de energía de Gamow para reacciones del carbono inducidas en estas condiciones.Ilustración: Alan Stonebraker
Durante los últimos años se han desarrollado nuevas técnicas experimentales, que por primera vez, han permitido el estudio directo de las reacciones nucleares, cerca o incluso en las energías estelares. En particular, los investigadores han construido aceleradores en laboratorios subterráneos, donde miles de metros de roca hacen de escudo contra los rayos cósmicos y reducen el fondo de radiación en los detectores. Alternativamente, los investigadores han diseñado complejos conjuntos de detectores de radiación que rechazan activamente la radiación de fondo, al discriminar los eventos sobre la base del calendario y la determinación de la energía. La utilización de las técnicas de cinemática inversa introduce otro método para optimizar las condiciones experimentales a bajas energías. Este enfoque se basa en el desarrollo de un intenso haz de iones pesados bombardeando un blanco de núcleos gaseosos ligeros. Debido a la transferencia de momento en la reacción, los productos avanzan con el haz y pueden ser recogidos y contados con una alta eficiencia después de ser separados de los proyectiles del haz de iones pesados por separadores de retroceso de alta selectividad del impulso.
A pesar de estas mejoras en la reducción del fondo, el hecho es que las secciones transversales realizadas en condiciones de combustión estelar son muy pequeñas y en muchos casos por debajo de los límites de la detectabilidad. Los experimentos, por lo tanto, reciben una gran ayuda de las nuevas técnicas teóricas para extrapolar los datos experimentales más fiables en el rango de Gamow. Estas técnicas se basan en una mejor comprensión de la estructura nuclear de los núcleos compuestos, así como en un tratamiento teórico más fiable de los mecanismos de reacción y la interferencia entre los diversos canales de reacción. Una serie de técnicas experimentales "indirectas" se han añadido sustancialmente a la capacidad de identificar y discriminar entre las contribuciones de reacciones de baja energía.
La clave de las reacciones nucleares que mantienen a las estrellas ardiendo
En las estrellas de baja masa (M = 1,5 Msol, donde Msol es la masa del sol, alrededor de 2x1030 kg) la combustión del hidrógeno es impulsada por la reacción en cadena protón-protón (pp) (figura 2, izquierda). En definitiva, la reacción de fusión 1H+p→e++ν+2H determina la escala de tiempo del proceso completo de la conversión de cuatro isótopos 1H a un isótopo 1He, y la sección transversal extremadamente baja de 1H+1H es la razón de que la luz de las estrellas viva tanto tiempo. La lenta reacción de fusión 1H+1H o P + P (ver figura 2, la parte superior izquierda) que desencadena las reacciones en cadena pp asemeja a una secuencia de captura de protones y reacciones de fusión del helio tal como 3He+3He, convirtiendo el combustible de hidrógeno inicial en 4He.
Ciclo pp en detalle. Crédito Wikipedia, Wikimedia Commons.Estas reacciones se encuentran entre los procesos de reacción estelar mejor estudiados porque son responsables de la mayoría de los neutrinos solares, que han sido observados con éxito por los detectores subterráneos de neutrinos tales como el Sudbury Neutrino Observatory y Borexino. El esfuerzo experimental para entender estas reacciones de fusión se ha centrado en mediciones subterráneas en las instalaciones del Laboratorio de Astrofísica Nuclear Subterránea (LUNA) en el Laboratorio Gran Sasso en Italia, donde procesos críticos tales como las reacciones 3He+3He→2p+4He y 3He+α→+γ+7Be se han medido a energías dentro o cerca del rango solar de Gamow, mientras que los estudios complementarios se realizaron arriba, en las instalaciones de superficie, utilizando nuevas técnicas alternativas.
En las estrellas más masivas (M = 1,5 Msol), la combustión del hidrógeno se basa en otros procesos -el ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno (CNO)-, que se asemeja a una secuencia de reacciones de captura de protones y desintegración ß en los isótopos catalizadores de carbono, nitrógeno y oxígeno (figura 2, parte superior central). Esto sólo puede llevarse a cabo en estrellas de segunda y última generación, con material de CNO producido por mezcla del helio y la combustión del hidrógeno de CNO en las estrellas de primera generación. De particular importancia es la reacción 14N+p→γ+15O, ya que es la reacción más lenta en los ciclos CNO. La tasa de esta reacción determina la vida de estas estrellas más masivas quemando hidrógeno, y que son estrellas de la secuencia principal (figura 1). Esta reacción también determina el flujo de los neutrinos característicos de la combustión CNO en el núcleo solar, que es actualmente un tema de gran relevancia para la comprensión de qué fracción de elementos en el sol no son del hidrógeno o del helio (es decir, su "metalicidad").
Ciclo CNO en detalle. Crédito Wikipedia, Wikimedia Commons.Además de las implicaciones para la metalicidad solar, la reacción 14N+p→γ+15O es importante para abordar cuestiones cosmológicas más amplias. La medición de baja energía de la reacción se ha llevado a cabo en el acelerador subterráneo LUNA II de 400 keV, y los resultados han dado lugar a una reducción sustancial de la velocidad de reacción previsto anteriormente en energías estelares; un cambio que tiene consecuencias importantes para la determinación de la edad de los cúmulos globulares y la predicción de la metalicidad del núcleo de nuestra sol. Los cúmulos globulares son muy antiguos, son estrellas confinadas gravitacionalmente que los astrónomos utilizan para establecer límites en la edad del universo. La edad de los cúmulos globulares se determina generalmente a partir del momento en que la evolución de las estrellas abandona la secuencia principal de la distribución de estrellas en el Diagrama de Hertzsprung-Russell (figura 1). Para una edad determinada, la tasa más baja de 14N+p→γ+15O conduce a un punto de desvío más brillante y más azul. Para un desvío dado de la luminosidad la tasa revisada implica una edad sistemáticamente mayor del cúmulo globular, entre 700 y 1000 millones de años.
La reducción en esta tasa de reacción también reducirá el flujo de neutrinos solares asociados con la desintegración ß de los isótopos radiactivos CNO 13N y 15O. Esto es de particular relevancia para la determinación de la metalicidad del núcleo de nuestro sol, dominada por CNO, que está actualmente en debate. El modelo solar estándar predice la misma metalicidad para el núcleo solar y para la fotosfera solar. Mediciones heliosismológicas y análisis espectroscópicos de las abundancias en la fotosfera, sin embargo, indican diferencias entre la metalicidad del núcleo y la de la fotosfera. Las mediciones de neutrinos CNO por el SNO Lab y Borexino, han sido propuestas para determinar el flujo de neutrinos CNO directamente, pero en última instancia, la tasa 14N+p→γ+15O es la clave para extraer independientemente la metalicidad del núcleo de tales mediciones del flujo de neutrinos.
Adquiriendo un asidero en la nucleosíntesis
Las estrellas son las fábricas en las que se forman nuevos elementos químicos, y la combustión del helio estelar proporciona el material de "semilla" para un gran número de procesos de nucleosíntesis, que se producen durante la evolución estelar tardía seguido por la nucleosíntesis explosiva en el núcleo colapsado de las supernovas. La energía para estos eventos es generada por el proceso triple alfa y la subsecuente reacción 12C + α→γ+16O (Fig. 2, derecha). El proceso triple alfa no puede ser estudiado directamente y la velocidad de reacción se basa en un cuidadoso análisis experimental de los diferentes componentes de la reacción. La mayoría de lo que sabemos acerca de las reacciones triple alfa proviene de la evidencia observacional de estrellas gigantes rojas, y la producción de energía asociada que establece límites estrictos a estas predicciones teóricas.
Si bien el proceso triple alfa es la fuente principal de energía en las gigantes rojas, la posterior reacción de carbono-12 define la distribución de la abundancia de 12C y 16O para las estrellas enanas blancas. Las enanas blancas se forman como estrellas de baja masa final quemando su helio, y comenzando a contraerse, su abundancia de carbono proporciona el suministro de combustible para las explosiones de supernovas en la rápida acreción de las binarias de enana blanca. Para las estrellas más masivas, la reacción 12C + α→γ+16O define la distribución de semillas 12C, 16O para la fase de combustión de carbono. Esta reacción es por lo tanto de importancia primordial para la evolución estelar tardía y para los consiguientes colapsos de núcleos de supernovas.
A baja energía, la sección transversal de esta reacción se caracteriza por un patrón de interferencia complicado entre componentes resonantes y no resonantes de la reacción. Los estudios directos de la reacción 12C, 16O proporcionan información detallada de la resonancia a altas energías, mientras que mediciones indirectas de los componentes de la reacción a través del análisis de la dispersión elástica y ß-retrasado decaimiento α proporcionan datos complementarios sobre los puntos fuertes de los componentes específicos de la reacción. Esta información es crítica para la reducción de la incertidumbre en la extrapolación de la sección transversal de baja energía, que es esencial para fijar los detalles de los escenarios de nucleosíntesis y de supernova.
Los elementos más pesados también se generan por la combustión del helio a través de la captura débil de neutrones lentos, o "proceso-s", iniciado por la reacción de la fuente de neutrones estelar 22Ne+ α→n+25Mg. Esta fuente de neutrones también contribuye al proceso-s de nucleosíntesis en la combustión intercapas hidrógeno - helio en la rama asintótica de estrellas gigantes (AGB) de baja masa, en el diagrama de Hertzsprung-Russell (figura 1). La reacción es endotérmica y por lo tanto muy sensible a la temperatura. Las estimaciones actuales sugieren que en la combustión en el núcleo de helio la reacción inicia la producción de neutrones sólo en la etapa final de la contracción del núcleo de la estrella gigante roja. Se ha argumentado que la tasa podría mejorar considerablemente por las contribuciones de resonancia de baja energía, sin embargo, los experimentos han sido limitados por el fondo de neutrones naturales. La resonancia más baja observada en 828 keV es notablemente fuerte; ninguna resonancia de energía más baja se ha observado todavía.
Fijar las abundancias isotópicas en las estrellas pesadas depende de nuestro exacto conocimiento de la velocidad de la reacción 22Ne+ α→n+25Mg. Sobre la base de los estudios de fotoexcitación se propuso un posible estado de 11,154 MeV, justo por encima del umbral de neutrones en 26Mg, lo que podría aumentar la tasa por varios órdenes de magnitud en las temperaturas de combustión del helio. Esto se traduce en un flujo de neutrones sustancialmente mayor en la combustión del núcleo de helio, que provoca incertidumbre considerable en la predicción de la abundancia de los procesos s en las estrellas masivas. Las simulaciones de procesos-s en la nucleosíntesis para los límites menor y superior de la velocidad de reacción en la actualidad muestran estas grandes variaciones en las abundancias isotópicas predichas (figura 4). Estas incertidumbres en las predicciones de la abundancia de procesos-s tiene consecuencias de largo alcance. En particular, la nucleosíntesis que ocurre en los procesos de fotodesintegración explosivos (conocidos como los procesos p) en los frentes de choque tardíos de las supernovas, depende fundamentalmente de las abundancias de semillas de procesos-s, y está por lo tanto relacionado con la velocidad de la reacción 22Ne+ α→n+25Mg. Un nuevo estudio de la reacción de fotoexcitación 26Mg con fotones polarizados en la instalación de la Fuente Gamma de Ata Intensidad del láser de electrones libres (HIGS), en la Universidad de Duke, ha demostrado de manera inequívoca que el giro (espin) anterior asignado para el estado 11,154 MeV era erróneo y que este estado no puede ser habitado por la captura α en núcleos 22Ne.
Figura 4: La abundancia isotópica predicha por las simulaciones de los procesos-s de estrellas de 25 masas solares, adoptando el límite inferior (al tope) y el límite superior (abajo) de la actual velocidad de reacción tabulada para 22Ne + α.Ilustración: Alan Stonebraker
Otras mediciones de captura α son claramente necesarias para confirmar los resultados de estos estudios indirectos y eliminar todas las incertidumbres en el complejo sistema de la reacción 22Ne+α. Esta es una de las principales motivaciones para la instalación de un acelerador de bajo consumo de energía en el Laboratorio de Ingeniería y Ciencia en el Subsuelo Profundo (DUSEL) en la mina de Homestake, en Dakota del Sur. La reducción de rayos cósmicos inducidos por el flujo de neutrones de fondo en un medio ambiente subterráneo a tal profundidad ayudará a proseguir las mediciones a un menor nivel de energía que no es accesible actualmente.
La fusión de carbono y las explosiones termonucleares en las estrellas
El tiempo de vida de nuestro Sol y el de otras estrellas de baja masa se determina por la reacción de fusión 1H+p→e++ν+2H, mientras que el proceso triple α garantiza la larga vida de las estrellas gigantes rojas, como Betelgeuse, a través de la combustión del helio estelar. Después de esta fase de combustión de helio, la reacción de fusión 12C+12C controla la fase de combustión del carbono en las estrellas durante la evolución estelar tardía. Sin embargo, la reacción de fusión 12C+12C es también muy importante, ya que provoca el encendido de las explosiones de supernovas que se producen en los sistemas binarios de enana blanca con acreción. Esta reacción, se cree es responsable de los superestallidos observados recientemente, que son repentinos estallidos de actividad de rayos X en la acreción de los sistemas de estrellas de neutrones, que duran períodos de tiempo mucho más largos que los regulares diez segundos de las explosiones de rayos X. Sin embargo, para las actuales velocidades de reacción aceptadas, las temperaturas en la corteza de las estrellas de neutrones son demasiado bajas para provocar la ignición del proceso de fusión en la esperada profundidad en la estrella.
Hace varias décadas, el estudio experimental de la reacción de fusión 12C+12C era un objetivo importante impulsado por el descubrimiento de una configuración de resonancia pronunciada que fue interpretada como la formación de un cúmulo molecular 12C-12C. Más tarde, las mediciones se centraron más en las contribuciones de baja energía y confirmaron que el menor rango de energía se caracteriza por estructuras de resonancia pronunciada también. La velocidad de reacción depende sensiblemente de una extrapolación fiable de los datos de baja energía al rango de Gamow. Mientras que la velocidad tabulada se basa en una extrapolación de los datos empíricos, los recientes intentos utilizan técnicas más sofisticadas de modelo nuclear. De particular interés es la sugerencia de un factor de "obstáculo" en la reacción. Esto reduciría sustancialmente la sección transversal de la fusión sub-barrera, lo que llevaría a implicaciones importantes para entornos estelares con combustión del carbono. Es sin duda de gran importancia estudiar la reacción a bajas energías para proporcionar una velocidad de reacción más fiable basada en el experimento.
Anteriores experimentos fueron seriamente afectados por desastres naturales y han inducido problemas de fondo; en la última década han sido desarrolladas técnicas experimentales para superar estas dificultades con éxito notable.
Los nuevos resultados señalan la existencia de resonancias de baja energía adicionales a bajas temperaturas. Independientemente de los efectos de los potenciales obstáculos, tales resonancias dominarán la sección transversal de la reacción y la tasa de fusión estelar, así como la producción de protones y de partículas alfa para los procesos de reacción secundaria en la combustión del carbono. Hay especulación sobre una resonancia de la energía aún más baja, a 1,5 MeV, que podría ser un pronunciado estado agrupado 12C-12C con una fuerza sin precedentes. La existencia de tales resonancias aumentará la tasa por varios órdenes de magnitud con consecuencias profundas para la combustión del carbono, ya que que disminuye la temperatura de ignición de manera sustancial. Es necesario un análisis detallado de los efectos de esta reducción en las condiciones de ignición en el marco de los diferentes modelos propuestos de supernovas para evaluar los cambios en las predicciones del modelo. En términos de ignición de superestallidos, la temperatura de ignición reducida apoyaría la propuesta de combustión del carbono como un disparador para tales eventos termonucleares fugitivos en la fría corteza de una estrella de neutrones.
El estudio subterráneo de las reacciones nucleares
Los rápidos avances en el estudio de las reacciones nucleares de baja energía deberían ayudar a los investigadores a vencer cierto número de los desafíos que han obstaculizado el trabajo pasado. Los métodos teóricos se han mejorado sustancialmente y permiten una extrapolación mucho más fiable de los datos existentes en la ventana de Gamow de la combustión estelar. Sin embargo, los modelos teóricos son a menudo insuficientes en la descripción de la compleja interacción y la interferencia de la resonancia y las contribuciones de reacción no resonante en el rango de Gamow. También están los posibles efectos que se producen cerca del umbral de la partícula, tales como las contribuciones de las resonancias subumbral, o las contribuciones adicionales no resonantes que han de tenerse en cuenta, pero sólo son accesibles por medición directa.
En la parte experimental, las nuevas técnicas se han desarrollado para impulsar las mediciones a bajas energías. Los dos acontecimientos más notables son el uso de las instalaciones subterráneas como el acelerador LUNA y la utilización de las técnicas de cinemática inversa con grandes detectores de aceptación, como el Separador Europeo de Retroceso de Astrofísica Nuclear (ERNA) en la Ruhr University Bochum y St. George, diseñado para funcionar en la Universidad de Notre Dame. Motivados por el éxito de estas instalaciones, los nuevos acontecimientos están en preparación, en particular, las nuevas instalaciones del acelerador subterráneo que permitirá a los investigadores investigar las reacciones sobre un amplio rango de energía con una espectro más amplio de los haces que son posibles en el LUNA, lo cual es de gran relevancia para las mediciones subterráneas de las reacciones de captura alfa y de las fuentes de neutrones estelares en la combustión del helio. En particular, también mejorarán las oportunidades para la consecución de los estudios de reacción de fusión de iones pesados a bajas energías.
Figura 5: La figura muestra el concepto actual de la propuesta de la instalación del acelerador DIANA en el subsuelo profundo del Laboratorio DUSEL de Ciencias e Ingeniería en Homestake Mine en Dakota del Sur. La instalación operará un acelerador de iones de luz a una alta intensidad y baja energía (menor o igual a 500 keV) para las mediciones de las reacciones críticas en el hidrógeno estelar y la combustión del helio. Un segundo acelerador, una máquina Dynamitron de 3,5 MeV, proporcionará un intenso haz de iones pesados y de helio para la medición de las reacciones críticas durante las últimas fases de la evolución estelar.Ilustración: Deep Underground Science and Engineering Laboratory (DUSEL)
Tres importantes iniciativas para la construcción de las instalaciones del nuevo acelerador subterráneo están ahora bajo consideración. Una propuesta a establecer es la instalación del acelerador del Experimento de Astrofísica Nuclear de Baja Energía (ELENA) en la mina de sal Boulby View del Reino Unido, en búsqueda de tratar de tener la ventaja de la reducción del nivel de neutrones y la actividad física en un medio ambiente de sal. La desventaja será el nivel de profundidad reducida en comparación con la ubicación del Gran Sasso en Italia. La segunda es una propuesta de desarrollo de la instalación del acelerador DIANA (Acelerador de Iones de Dakota para Astrofísica Nuclear) en el Laboratorio de Ingeniería y Ciencia en el Subsuelo Profundo (DUSEL) en la mina de Homestake, en Dakota del Sur. Esto sería en un nivel comparable al Gran Sasso, pero con la elección de dos aceleradores puede ser cubierta una gama mucho más amplia de la energía, que además permitirá el uso de técnicas cinemáticas inversas de iones pesados (Figura 5). Y la tercera es una propuesta que se debate para la construcción de la instalación de un acelerador en un túnel de tren abandonado en los Pirineos, en Canfranc, España. Con todas estas instalaciones de la comunidad de la física nuclear se espera poder hacer frente a las nuevas preguntas y críticas acerca de la sección transversal en la reacción estelar y dar la respuesta final sobre el motor nuclear de la evolución estelar.
Referencias a cargo del autor
- , Rev. Mod. Phys. 56, 149 (1984).
- , Phys. Rev. Lett. 101, 152501 (2008).
- , Phys. Rev. C 78, 015804 (2008).
- and , Rev. Mod. Phys. 64,
885 (1992). - , Phys. Rev. Lett. 87, 071301 (2001).
- , Phys. Lett. B 658,
101 (2008). - , Phys. Rev. Lett. 82, 5205 (1999).
- , Nucl. Phys A814, 144C (2008).
- , Phys. Rev. C 76, 055801 (2007).
- , Phys. Rev. Lett. 102, 232502 (2009).
- and , Astrophys. J. 567, 532 (2002).
- and , Astrophys. J. 687, 678 (2008).
- , Eur. Phys. J. A 25, 455 (2005).
- , Phys. Lett. B 634, 483 (2006).
- , Phys. Rev. Lett. 94, 082503 (2005).
- , Astron. Astrophys. 420, 625 (2004).
- and , Phys. Rep. 457, 217 (2008).
- , Commun. Asteroseismology 147, 76 (2006).
- , Nature 433, 136 (2005).
- , arXiv:0905.0007v2 (2009).
- and , arXiv:0905.2397v1 (2009).
- , Phys. Rev. Lett. 86, 3244 (2001).
- , Eur. Phys. J. A26,
301 (2005). - , Phys. Rev. C 79, 055803 (2009).
- , Phys. Rev. Lett. 99, 052502 (2007).
- , Astrophys. J. 611,
452, (2004). - , Ann. Rev. Astron. Astrophys. 37, 239 (1999).
- , Nucl. Phys. A656, 3 (1999).
- , Astrophys. J. 437, 396 (1994).
- , Phys. Rev. Lett. 87, 202501 (2001).
- , Phys. Rev. C 66, 055805 (2002).
- , Phys. Rev. Lett. 23, 386 (1969).
- , New Astr. Rev. 46, 463 (2002).
- and , Phys. Rep. 384, 1 (2003).
- , Astrophys. J. 653, 474 (2006).
- , Astron. Astrophys. 358, L67 (2000).
- (to be published).
- , Astrophys. J. 607, 921 (2004).
- , arXiv:0903.3994v1 (2009).
- , Astron. Astrophys. 411, L487 (2003).
- and , At. Data Nucl. Data Tables 40, 283 (1988).
- , Phys. Rev. C 72, 025806 (2005).
- , Astrophys. J. 646, 429 (2006).
- , Phys. Rev. Lett. 4, 515 (1960).
- and , Nucl. Phys. A777, 254 (2006).
- and , Phys. Rev. C 5, 359 (1972).
- , Z. Phys. A 298, 65 (1980).
- , Z. Phys. A 303, 305 (1981).
- , Phys. Rev. C 75, 015803 (2007).
- , Phys. Rev. C 76, 035802 (2007).
- , Phys. Rev. Lett. 98, 122501 (2007).
- , Phys. Atom. Nucl. 69, 1372 (2006).
- http://astronuc.na.infn.it/claus2009/talks.htm..
- and , Astron. Astrophys. 431, 635 (2005).
- , Astron. Astrophys. 448, 1 (2006).
- , Astrophys. J. Lett. 612, L37 (2004).
- , Nucl. Phys. A706, 203 (2002).
- , Eur. Phys. J. A 24, 313 (2005).
- , Nucl. Instrum. Methods Phys. Res. Sect. A 513, 573 (2003).
- , Nucl. Instrum. Methods Phys. Res. Sect. A 587, 35 (2008).
- http://www.fnuc.es/workshop/Presentaciones/Aliotta.pdf.
- http://ecrgroup.lbl.gov/DIANA.htm.
- http://www.fnuc.es/workshop/Presentaciones/Bettini.pdf.
Traducido, ampliado, adaptado y corregido de:
Cosmic alchemy in the laboratory (Por Michael Wiescher, Universidad de Notre Dame, Departamento de Física y Joint Institute of Nuclear Astrofísica (JINA), Notre Dame, Estados Unidos. Publicado en Physics el 17 de agosto 2009).
Sobre el Autor, Michael Wiescher
Michael Wiescher recibió su Diploma de Licenciado en física de materia condensada en la Universidad de Münster, Alemania, en 1974. Él recibió su Ph.D. en física nuclear en la misma universidad en 1980 con una tesis sobre la combustión del hidrógeno estelar en estrellas masivas. Posteriormente realiza investigación de post-doctoradode en la Ohio State University, la Universidad de Mainz, Alemania, y el Instituto de Tecnología de California, y se unió a la facultad del Departamento de Física de la Universidad de Notre Dame, en 1986. Tiene la Cátedra Freimann de Física y sirve como Director del Laboratorio de Ciencia Nuclear de Notre Dame y es Director del Joint Institute for Nuclear Astrophysics (JINA), un Centro de Física en la Frontera de la NSF de la Universidad de Notre Dame, Universidad Estatal de Michigan, y la Universidad de Chicago. También es Profesor Adjunto en la Universidad Estatal de Michigan y la Universidad de Surrey, Reino Unido. Sus intereses de investigación incluyen la medición y simulación de las velocidades de reacción nuclear y los procesos de nucleosíntesis en la evolución estelar y los entornos explosivos. Michael Wiescher es miembro de la American Physical Society y la Humboldt Gesellschaft en Alemania. En 2003 recibió el Premio Bethe de las Divisiones de Física Nuclear y de Astrofísica de la Sociedad Americana de Física. Ha dado más de 100 presentaciones invitado en conferencias nacionales e internacionales y cerca de 100 seminarios y coloquios, y ha publicado más de 200 artículos arbitrados.
Michael Wiescher recibió su Diploma de Licenciado en física de materia condensada en la Universidad de Münster, Alemania, en 1974. Él recibió su Ph.D. en física nuclear en la misma universidad en 1980 con una tesis sobre la combustión del hidrógeno estelar en estrellas masivas. Posteriormente realiza investigación de post-doctoradode en la Ohio State University, la Universidad de Mainz, Alemania, y el Instituto de Tecnología de California, y se unió a la facultad del Departamento de Física de la Universidad de Notre Dame, en 1986. Tiene la Cátedra Freimann de Física y sirve como Director del Laboratorio de Ciencia Nuclear de Notre Dame y es Director del Joint Institute for Nuclear Astrophysics (JINA), un Centro de Física en la Frontera de la NSF de la Universidad de Notre Dame, Universidad Estatal de Michigan, y la Universidad de Chicago. También es Profesor Adjunto en la Universidad Estatal de Michigan y la Universidad de Surrey, Reino Unido. Sus intereses de investigación incluyen la medición y simulación de las velocidades de reacción nuclear y los procesos de nucleosíntesis en la evolución estelar y los entornos explosivos. Michael Wiescher es miembro de la American Physical Society y la Humboldt Gesellschaft en Alemania. En 2003 recibió el Premio Bethe de las Divisiones de Física Nuclear y de Astrofísica de la Sociedad Americana de Física. Ha dado más de 100 presentaciones invitado en conferencias nacionales e internacionales y cerca de 100 seminarios y coloquios, y ha publicado más de 200 artículos arbitrados.
La visión del Instituto Conjunto para Astrofísica Nuclear (JINA)
Aquí reproduzco el magnífico texto "Acerca de JINA" donde se declaran los objetivos científicos de este instituto de investigación, del cual es director Michael Wiescher:
"El origen y el destino de la materia en nuestro universo son las preguntas fundamentales de la astrofísica nuclear. La declaración de Carl Sagan "estamos hechos de materia de las estrellas", destaca y resume la fascinación de este campo. El deseo y la necesidad de comprensión del cosmos en la femto escala, mientras interpretamos las observaciones y eventos en la tera-escala ha creado un impulso de fascinación intelectual y el desafío ha impulsado el campo a la vanguardia de la física.
El rápido crecimiento de los resultados de la observación, la enorme expansión de las capacidades de cálculo, y las nuevas oportunidades teóricas y experimentales para probar y simular el comportamiento de los núcleos en condiciones extremas trae ahora a nuestro alcance las respuestas a muchas preguntas abiertas. El rápido progreso y la ampliación del alcance de las diferentes disciplinas que constituyen la astrofísica nuclear también introducen un enorme nivel de complejidad en el campo. El Centro en la Frontera de la Física, JINA (Joint Institute for Nuclear Astrophysics), de la Universidad de Notre Dame, la Universidad Estatal de Michigan, la Universidad de Chicago, y el Laboratorio Nacional Argonne, proporcionará un centro intelectual con el objetivo de permitir una comunicación rápida y estimular la colaboración a través de las fronteras de campo y al mismo tiempo proporcionará un punto de enfoque en un campo de rápido crecimiento y diversificación.
JINA fomentará la colaboración interdisciplinaria, talleres, programas de investigación, e iniciativas educativas en las instituciones participantes, así como en el campo de la astrofísica nuclear en general. Invitamos a la comunidad científica - astrofísicos y los físicos nucleares - teóricos y experimentales - en los EE.UU. y en todo el mundo a participar activamente en este esfuerzo y ayudar a hacer de este proyecto un éxito y un recurso útil para el campo de la astrofísica nuclear."
Aquí reproduzco el magnífico texto "Acerca de JINA" donde se declaran los objetivos científicos de este instituto de investigación, del cual es director Michael Wiescher:
"El origen y el destino de la materia en nuestro universo son las preguntas fundamentales de la astrofísica nuclear. La declaración de Carl Sagan "estamos hechos de materia de las estrellas", destaca y resume la fascinación de este campo. El deseo y la necesidad de comprensión del cosmos en la femto escala, mientras interpretamos las observaciones y eventos en la tera-escala ha creado un impulso de fascinación intelectual y el desafío ha impulsado el campo a la vanguardia de la física.
El rápido crecimiento de los resultados de la observación, la enorme expansión de las capacidades de cálculo, y las nuevas oportunidades teóricas y experimentales para probar y simular el comportamiento de los núcleos en condiciones extremas trae ahora a nuestro alcance las respuestas a muchas preguntas abiertas. El rápido progreso y la ampliación del alcance de las diferentes disciplinas que constituyen la astrofísica nuclear también introducen un enorme nivel de complejidad en el campo. El Centro en la Frontera de la Física, JINA (Joint Institute for Nuclear Astrophysics), de la Universidad de Notre Dame, la Universidad Estatal de Michigan, la Universidad de Chicago, y el Laboratorio Nacional Argonne, proporcionará un centro intelectual con el objetivo de permitir una comunicación rápida y estimular la colaboración a través de las fronteras de campo y al mismo tiempo proporcionará un punto de enfoque en un campo de rápido crecimiento y diversificación.
JINA fomentará la colaboración interdisciplinaria, talleres, programas de investigación, e iniciativas educativas en las instituciones participantes, así como en el campo de la astrofísica nuclear en general. Invitamos a la comunidad científica - astrofísicos y los físicos nucleares - teóricos y experimentales - en los EE.UU. y en todo el mundo a participar activamente en este esfuerzo y ayudar a hacer de este proyecto un éxito y un recurso útil para el campo de la astrofísica nuclear."
No hay comentarios :
Publicar un comentario