Poblaciones estelares

Poblaciones estelares
Carolina Chavero
VI Escuela Colombiana de Astronomía
Domicilio Cósmico
100 000
galaxias
UNAL @ Planeta Tierra- Sistema Solar- Vía Láctea- Grupo Local- Laniakea
R. Brent Tully et al,
(cielo inconmensurable)
http://www.nature.com/nature/journal/v513/n7516/full/nature13674.html
“Para hacer este viaje, necesitamos
imaginación, pero la imaginación sola no
es suficiente ya que la realidad de la
naturaleza es mucho más maravillosa que
lo que cualquiera puede imaginar. Esta
aventura ha sido posible gracias a
generaciones de investigadores que
siguieron un simple conjunto de reglas:
testear ideas con experimentos y
observaciones. Continuar con aquellas
ideas que pasan el test. Rechazar las que
fracasan. Seguir la evidencia a donde sea
que lleve, y cuestionar todo. Aceptá estos
términos y el cosmos será tuyo.
Carl Sagan y Neil deGrasse Tyson---Cosmos
Poblaciones estelares
Estructura y evolución química de la galaxia
Estructura de la Via láctea
Historia
Concepto de Poblaciones
Diagramas color-magnitud - cumulos
Modelos de Evolución química
Los modelos de evolución química de las galaxias intentan comprender y describir
como ha evolucionado una región o una galaxia, a partir de las abundancias
observadas en su medio interestelar, en sus poblaciones estelares y mediante los
gradientes de metalicidad, los cuales van ligados a los modelos de formación
galáctica.
Visión general del tema
Nuestra galaxia es una entidad altamente evolucionada ==> una elegante estructura que muestra
orden y complejidad.
Vía Láctea: galaxia espiral
Punto de partida: una simple nebulosa/burbuja de gas
Punto final: compleja estructura
Desafío: entender el proceso a partir de la construcción de modelos de evolución de las
galaxias en base a su aspecto actual.
(todo esto a partir de la observación de estrellas....)
Morfología
Podemos separar la Galaxia en varios componentes. El denominado platillo volador (consistente con la
forma de bulge central y un disco disco espiral) es sólo la parte más visible de la Galaxia.
El disco espiral en sí mismo puede ser subdividido en un disco delgado, que se eleva unos ~300 pc
por encima y por debajo del plano galáctico medio, y un disco grueso, que se extiende a unos ~1000
pc = 1 kpc a cada lado del plano.
El achatamiento relativo es evidente cuando se tiene en cuenta que el disco galáctico tiene un diámetro
de ~ 36 kpc . Nuestro Sol se encuentra en el disco delgado alrededor de ~ 8 kpc del centro galáctico.
Halo??
Lo que no se ha visto en ninguna fotografía de una galaxia espiral es el halo
esférico que rodea el disco y el bulge. Esto es en parte debido a que la gran
mayoría del halo consiste de
materia, la cual posee una composición
desconocida y que no puede ser vista, pero cuya presencia se deduce por su
influencia gravitacional fuerte, la materia oscura.
El halo tiene un componente estelar, referido a menudo como el halo estelar,
pero es demasiado débil para ser visto como una estructura distinta. Dentro del
halo, hay estructuras que se pueden ver con el telescopio: los cúmulos
globulares. Unas centenas de cúmulos globulares son conocidos, y parecen ser
algunos de los objetos más antiguos en la Galaxia.
Tomó muchas décadas de cuidadoso estudio separar las diversas regiones de la
Vía Láctea, y el proceso de disección fina de las sub-regiones continúa hasta hoy.
Una de las razones por las que es tan difícil su estudio es que no podemos medir
las propiedades de todas las estrellas de la galaxia, ya que una parte de ellas
están demasiado lejos. Por eso muchos estudios de tipo mapeo se hacen sólo
con estrellas en la vecindad solar. (VISTA)
En los modelos evolutivos esta región se concibe generalmente como un
cilindro centrado en el Sol, con un radio de 1kpc y altura "infinita" (lo que incluye
partes del disco grueso y el halo). Por supuesto, no podemos ver las estrellas
mas distantes, osea en la parte más extrema de este cilindro.
Aún así, se consigue una visión más cercana de estrellas del disco grueso y del halo
porque algunas de estas resultan estar pasando por el disco delgado durante nuestra
época.
Las diferentes órbitas de las estrellas, i.e., su propiedades cinemáticas proporcionan
una distinción crucial entre las estrellas que pertenecen a diferentes regiones del Galaxia.
La cinemática de una estrella está definida
por tres componentes de la velocidad: su
velocidad de rotación (V) en la dirección de
la rotación galáctico, su velocidad vertical
(W) perpendicular al plano de la galaxia y su
velocidad radial (U) respecto del centro de
la Galaxia. Así, por ej., estrellas en el disco
delgado como el Sol, tienden a tener una
velocidad vertical pequeña y tienden a
permanecer en el plano Galáctico, mientras
que estrellas del disco grueso tienen
velocidades verticales ligeramente mayores,
y las estrellas del halo tienden a tener las
mayores velocidades verticales.
Las propiedades cinemáticas de las estrellas ayudan a reconocer un intruso de otra
parte de la galaxia.
...Estrellas...
Las estrellas son una enorme fuente de información para los
astrónomos. Las estrellas más viejas, nos permite aprender sobre las
condiciones en nuestra Galaxia hace miles de millones de años atrás.
Mientras que las más jóvenes nos enseñan sobre la dinámica y química
dominantes hoy.
A simple vista ya notamos que tienen diferentes colores
No son todas iguales, ese color dice mucho sobre su
ciclo de vida, el cual entendemos recién ahora...
Concepto: Población estelar es un conjunto de estrellas de la
misma edad y la misma composición química, i.e., se habrían
formado juntas.
Cúmulos estelares observados por VISTA.
Crédito: ESO/J. Borissova.
Breve Historia
A principio de los 50, los astrónomos se dieron cuenta que las poblaciones
estelares se podían explicar por la edad de sus estrellas. A partir de entonces se
logra conectar la edad con el tipo de población de una estrella.
Las estrellas del halo y del disco poseen otras diferencias, por eso se las clasifica
en diferentes poblaciones estelares. La idea de “poblaciones estelares” fue
concebida por primera vez por el astrónomo Walter Baade en el año 1944. Éste
estaba estudiando la galaxia Andrómeda y se dió cuenta de que los brazos
espirales estaban poblados por estrellas azules, que él llamó, población I.
Por el contrario, las otras partes de la galaxia, el bulge, el halo y los cúmulos
globulares consisten en en estrellas rojas, que calificó de población II
Así comienza la era moderna de la investigación en la evolución estelar y
formación de estrellas.
permitió conocer como se forman las estrellas
y en que se convierten.
Mas tarde Oort (1958) vió que había mas
subgrupos de los que se habían
visto previamente y amplió a 5 los subtipos:
Población I extrema
Población I intermedia
Población Disco
Población II intermedia
Población II del halo
.
El esquema de Baade fue un éxito, ya que permitió conocer como se forman las estrellas
y en que se convierten. Un análisis de las dos poblaciones reveló que la población I de
estrellas tiende a ser relativamente rica en elementos más pesados ​que el helio,
(metales), mientras que la población II, especialmente las estrellas en el halo y los
cúmulos globulares, son relativamente pobres en metales.
La metalicidad de una estrella está determinada en general por
medidas espectroscopia y se cree que representa la composición
química de la nube de gas que colapsó para formar la estrella. En
general, la metalicidad de una estrella está definida por la abundancia de
hierro (Fe) en comparación con la del hidrógeno (H), esta relación se
normaliza a la abundancia solar en escala logarítmica,
La unidad de uso frecuente para la metalicidad es la "Dex", que es una contracción de
exponente decimal.
Metalicidad
La estrella más pobre en metales observada en nuestra galaxia está situada en el
halo. Es vieja y tiene una metalicidad [Fe/H]= -4,0, o sea 10.000 veces menor que el
Sol!
Que las estrellas del halo sean poco metálicas, es esperado. Cuando estas estrellas
nacieron las fabricas estelares de elementos químicos estaban apenas en su
comienzo, o sea que no había metales disponibles que pudieran ser incorporados a
la estrellas en su fase inicial.
Como norma general [Fe/H] aumenta con el tiempo, o sea que los objetos antiguos
son menos metálicos que los mas jóvenes. Cómo hacer estrellas "metalicas" es
ahora razonablemente bien entendido. La mayor parte de ellas están formadas por
una cadena de fusión de elementos más livianos. En realidad, hay varios procesos
astrofísicos que intervienen, cada uno de los cuales forma un surtido diferente de
elementos. Saber que objeto forma que elemento, es la clave!
Cómo y cuándo estos procesos tienen lugar depende en gran medida de la masa de
una estrella. Las estrellas menos masivas, las cuales tienen sólo un décimo de la
masa de nuestro sol, viven más tiempo, posiblemente durante muchos miles de
millones de años. Por el contrario, las estrellas más masivas, con una masa de hasta
150 masas solares, tienen una vida relativamente breve, del orden de unos pocos
millones de años. La distinción es crucial porque es principalmente al final de su vida
que una estrella hace su aporte de elementos recién sintetizados a la Galaxia.
Nucleosíntesis estelar: origen de los elementos químicos.
En 1957 Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle publican un artículo de
trascendental importancia en la historia de la astrofísica. En tal artículo, conocido
como B2FH , (1665 citaciones en 2014) se plantea la posibilidad que los elementos
químicos se podrían sintetizar en el interior de las estrellas.
Formación de elementos químicos:
nucleosíntesis en los interiores estelares y en las explosiones de supernovas.
Se pudo inferir que mientras más vieja
una galaxia, mayor cantidad de
elementos más pesados que el hidrógeno
se debieran de haber formado a través de
sucesivas generaciones de estrellas, y por
lo tanto mayor la metalicidad de dicha
galaxia.
Galaxias
Edad
elementos pesados
Mas vieja => mas elementos pesados => metalicidad
Se identifica una relación entre la metalicidad y la edad de una zona de la Galaxia, como
puede ser el halo o el disco). Claramente estrellas formadas con material que ha sido
procesado varias veces serán más ricas en metales que aquellas que se formaron de material
poco procesado, o simplemente de gas primordial.
Estrellas muy viejas debieran ser deficientes en metales. Este hecho es consistente con
las observaciones (básicamente estrellas del halo y cúmulos globulares) y es la base que
motiva el desarrollo de una teoría de evolución química de la Galaxia.
Estructura de capas (onion structure)
Evolución estelar y nucleosíntesis
Los elementos químicos se producen en el interior de las estrellas debido a la nucleosíntesis
estelar, la cual se produce por la fusión del hidrógeno y los sucesivos elementos creados.
Estos elementos químicos son eyectados al medio interestelar, diluyéndose en él, y
posteriormente incorporados a las sucesivas generaciones de estrellas que se van formando
según una determinada ley de formación estelar (Star Forming Rate)
La composición del gas se mide como:
X+Y+Z=1, X=H Y=He, Z=metales (solar: X=0.70, Y=0.28, Z=0.02, primordial: X=0.76,
Y=0.24, Z=0).
La proporción de metales aumentará a medida que se vayan creando y se diluyendo en el gas.
Sus efectos se ven en los espectros de emisión de las regiones HII y en los espectros de
absorción de las poblaciones estelares formadas con el gas previamente enriquecido por esos
elementos.
La evolución química de las galaxias intenta comprender cómo ha evolucionado una región o
galaxia, a partir de las abundancias observadas en su medio interestelar (regiones HII) o en su
población estelar: Relación con SFR y con los procesos de formación de galaxias.
Nucleosíntesis & masa estelar
La masa de una estrella determina no sólo su vida útil, sino también los tipos de
elementos químicos que contribuirá al gas interestelar que formará la próxima
generación de estrellas.
Las estrellas de muy baja masa pueden ser tan antiguas como la Galaxia misma (~ 14
Gaños), y contribuyen muy poco a la evolución química de la Galaxia.
Estrellas de baja masa e intermedias como el sol, mueren por una expulsión exterior de
material en el medio interestelar formando estructuras conocidas como nebulosas
planetarias que en su mayoría contiene: helio 4, carbono y nitrógeno.
Las estrellas más masivas (>8Msol) terminan sus vidas de una manera más violenta,
explotando como supernovas de tipo II.
Enriquecimiento con varios elementos,
pero sobre todo con el oxígeno y otros
de los llamados “elementos alfa”
(oxígeno, carbono, neón, magnesio,
silicio y azufre) que se forman por la
fusión de las partículas alfa (4 núcleos
de helio).
Supernova tipo Ia
Hay otro tipo de supernova explosiva que
siembra la galaxia de elementos. Este es el
supernova tipo Ia.
Esta explosión implica un sistema binario
formado por una estrella enana blanca y
una estrella de masa intermedia (una
gigante roja) . Las dos estrellas están tan
cerca entre sí, que la enana blanca
gradualmente
roba
una
considerable
cantidad de material de la envolvente
externa de la gigante roja en expansión. En
un momento determinado la EB adquirirá
tanta masa que colapsará bajo su propio
peso produciendo una explosión que lanza
la mayor parte de su masa en el medio
interestelar, la mayoría en forma de hierro,
pero también algo de silicio, azufre y
calcio.
Tales explosiones contribuyeron en el
~70 % del hierro que vemos hoy en la
Galaxia.
Tres procesos astrofísicos aportan la mayor parte de los elementos
químicos en el MIE. Estrellas de baja masa e intermedias, como nuestro
sol, se deshacen de la mayoría de sus elementos (en particular, carbono
y nitrógeno) cerca del final de su vida en exhalaciones gaseosas
llamadas "nebulosas planetarias" (Nebulosa Dumbbell, M27).
Las estrellas masivas ponen fin a sus vidas breves en explosiones de
SN de tipo II, la cual siembra elementos, especialmente los " elementos
alfa", tales como el oxígeno. La SN tipo Ia se da cuando una estrella
enana blanca acumula una cantidad crítica de la masa de una compañera
gigante. Estas son las responsables del ~70% del hierro de la galaxia y
por lo general requieren de mil millones de años para los sistemas
binarios para madurar antes de que exploten.
Evolución química: que observamos?
Las observaciones relativas a la evolución química no son únicamente aquellas que se refieren a
abundancias de elementos, sino todas aquellas que están relacionadas con la evolución del medio
y que hacen que se produzcan más o menos cantidad de éstos. Por tanto, describimos a
continuación las observaciones y resultados relativos a:
• Abundancias químicas en estrellas
• Abundancias en el medio interestelar (regiones HII)
• Distribuciones de gas atómico y molecular
• Distribuciones de masa estelar
• Tasas de formación estelar
• Distribuciones de metalicidad
• Los elementos ligeros: He, D, B,Li, Be
Para ordenar mejor la información usualmente se presentan estos datos partiendo de la
vecindad solar y yendo hacia regiones paulatinamente mayores o más alejadas.
Modelos de EQVL
Estos modelos deben representar:
las fuerzas gravitacionales en gran escala involucradas en el montaje de la Galaxia
composición química de sus componentes primarios, las estrellas.
La composición química de los las estrellas nos dan pistas sobre cómo la Galaxia se
formó y también de cómo ha cambiado con el tiempo. La burbuja de gas que se convirtió
en la Vía Láctea consistía simplemente de hidrógeno y helio (y un puñado de litio), los
elementos que fueron creados en el Big Bang.
La vecindad solar
Los datos esenciales para entender la evolución química de nuestra región son las abundancias
solares. Estas abundancias se pueden obtener de la cromosfera solar o también de la condritas que
llegan con los meteoritos. Hay dos tablas a la vez con las abundancias meteoríticas y cromosféricas.
Estas abundancias serán las primeras que tiene que reproducir un modelo de EQ, e incluso, antes que
éste, son usadas como calibración de los modelos estelares. Las abundancias solares que presentamos
en la tabla han sido publicadas por Grevesse & Sauval (1998). Hay otras tablas nuevas de Asplund
2005.
Grevesse & Sauval 1998
Asplund, Grevesse & Sauval
2005
3D hydrodynamical model
=>
Esto ha reducido el
contenido de metal en la
zona de convección solar
en comparación con los
valores de Anders y
Grevesse (1989)
Abundancia de los elementos químicos en el sistema solar.
El hidrógeno y el helio son los más comunes, desde el Big Bang. Los siguientes tres
elementos (Li, Be, B) son raros porque son poco sintetizado tanto en el Big Bang como
también en las estrellas. Las dos tendencias generales en los restantes elementos son:
(1) una alternancia de elementos en abundancia, ya que tienen números atómicos pares
o impares , y (2) una disminución general en abundancia, a medida que los elementos
se hacen más pesados​​. El "pico de hierro" se puede ver en los elementos cerca de
hierro como un efecto secundario, como un aumento de la abundancia relativa de
elementos con núcleos más fuertemente unidos. (Z mayor a 22 y menor que 28, es
decir, Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni)
Función inicial de masa
La tasa a la cual el hierro se produce en la Galaxia depende de la masa de gigantes rojas
en estos sistemas binarios y también de su cantidad. Las estrellas mas masivas pueden
llegar a la fase de gigante roja dentro de los 30 millones de años, mientras que las
estrellas como el sol se toma unos 10 Gaños. Debido a que las estrellas de diferentes
masas no se producen en el mismo número, se debe tener en cuenta la función inicial de
masa, que es;
“la probabilidad que una estrella recién nacida tenga una masa determinada. “
Por ejemplo, una estrella con la masa del Sol es aproximadamente 150 veces más común
que una estrella de 30 masas solares. Cuando todos estos factores se toman en
consideración, resulta que el enriquecimiento con hierro es un proceso relativamente lento.
El típico sistema binario necesita de mil millones de años (10 Gaños) antes de que una
SN Ia explote.
Estos procesos contienen una clave importante para entender la evolución de la Vía
Láctea, precisamente porque que ocurren en escalas de tiempo muy diferentes.
Debido a que cada uno de estos procesos tiene lugar en una escala de tiempo
diferente, la abundancia relativa de diferentes elementos químicos
en una
determinada región de la Galaxia ofrece pistas sobre las tasas de formación de
estrellas y la historia evolutiva de la región.
El Reloj Cósmico
Vamos a considerar la velocidad a la que los elementos se producen en la Galaxia. El
MIE se enriquecerá más rápido en los elementos producidos por estrellas de vida corta
(es decir, las estrellas mas masivas) y más lentamente en los elementos producidos
esencialmente por supernovas de tipo Ia y las estrellas de baja masa e intermedia.
Por lo tanto la proporción de dos elementos, (tales como el oxígeno y el hierro) que
son expulsados al MIE en diferentes escalas de tiempo se pueden utilizar como un
"reloj" cuando se compara con la metalicidad [Fe / H] general de una parte de la Vía
Láctea.
Al medir relaciones específicas de abundancia en las estrellas de diferentes partes de
la galaxia, los astrónomos pueden descubrir qué tan rápido se produjo el
enriquecimiento de metal y la escala de tiempo en el cual se formó cada región.
En la historia temprana de nuestra galaxia, aun no existían las fuentes primarias de hierro
(Ias SN Ia), por lo tanto no habían hecho todavía la mayor parte de su contribución ya que
se necesitan unos mil millones de años para que estos sistemas alcancen la madurez. Si
confrontamos [O/Fe] versus [Fe/H], esperamos ver que al comienzo de la vida de la
Galaxia la relación sea casi plana entre el oxígeno y hierro (formando una "meseta") ya
que estos elementos son, al principio, creado con la misma tasa en el interior de SN II. Sin
embargo, cuando los mayores productores de hierro, las SN Ia, empiezan a hacer la
mayor parte de su contribución, la relación [O/Fe] baja (ya que aumenta el denominador),
por lo que la pendiente de la curva disminuye.
Meseta: estrellas del halo y del disco grueso
Pendiente: estrellas del disco fino.
El punto en el que la pendiente empieza a caer, la "rodilla o codo", es un indicador
crítico que indica que la mayoría de las supernovas de tipo Ia han comenzado a
enriquecer el medio interestelar con hierro. Dado que lleva mil millones años para que
esto suceda, sabemos que el halo debe haberse formado dentro de los primeros mil
millones de años de la vida de la Galaxia, mientras las estrellas del disco fino en la
vecindad solar se formarían después más lentamente. Las pocas estrellas del bulge
que han sido observadas, también residen en la meseta del gráfico, lo que sugiere
también una formación temprana.
De modo que el halo es antiguo y poblado por estrellas viejas y pobres en metales.
Pero ¿dónde están las estrellas, las jóvenes del halo, aquellas estrellas azules y
masivas (población Baade I) que pueblan de forma abundante el disco delgado?
Respuesta: Se están perdiendo debido a que el gas necesario para hacer una
estrella se ha agotado. Por otra parte, el disco galáctico, parece tener un montón de
gas, por eso sigue siendo un lugar de vigoroso nacimiento estelar. Esta distinción es
un ingrediente clave en los modelos de EQVL. Lo que no está totalmente entendido
es porqué el disco galáctico se encuentra todavía en su fase activa de formación
estelar. Una de las ideas que han propuesto es que la acreción de gas en el disco
galáctico (infall) continúa proporcionando esta fuente de combustible.
Y después del Hierro que pasa?
Repaso...
Elementos químicos
Numero atómico: el número atómico es el número total de protones que tiene el átomo, este
identifica un elemento químico
Todos los átomos de hidrógeno tienen 1 protón en su núcleo, todos los átomos de oxígeno
tienen 8 protones en su núcleo, todos los átomos de hierro tienen 26 protones en su núcleo´.
Mas atómica: La masa atómica es el número resultante de la suma simple de la cantidad de
unidades de protones y neutrones de un solo átomo
A comienzos del siglo XX se descubrió que no todos los átomos de un mismo elemento
tenían la misma masa. Es decir, el número de neutrones puede variar para átomos del
mismo elemento.
Los isótopos son átomos de un mismo elemento que tienen igual número atómico, pero
distintos números másicos. Es decir, tienen el mismo número de protones pero distinto
número de neutrones.
Fe 56, núcleo mas
estable
Después del Fe, ¿Cómo se formaron los elementos pesados?
Repaso: pocos minutos después del Big Bang la temperatura del Universo descendió y
se formó hidrógeno y helio. Las estrellas pasan la mayor parte de su vida transformando
hidrógeno en helio. Solo cuando la temperatura y la presión son suficientemente
elevadas comienzan a fusionarse átomos de helio, formando nuevos elementos. Los
elementos más ligeros son como los ladrillos que se unen sucesivamente y producen
elementos más pesados, hasta el hierro-56.
El hierro-56 es el núcleo más estable porque tiene la máxima energía nuclear de
enlace . La naturaleza escoge configuraciones estables y entonces el proceso de fusión
que lleva desde el hidrógeno hasta núcleos más estables y más pesados, no continuará
más allá del hierro-56.
Entonces ¿de dónde vienen elementos como el plomo, la plata, el oro o el uranio? No
hay magia: el Universo proporciona otros modos para producir todos los elementos más
pesados. A las altas presión y temperatura de una estrella la fusión es un proceso tan
espontáneo como rodar cuesta abajo (un proceso que libera energía). Sin embargo,
estos nuevos mecanismos son más laboriosos, como subir una colina (un proceso que
necesita energía). Además, los pasos siguientes de la nucleosíntesis son bastante
violentos porque incluyen capturas y explosiones. Tres tipos de captura se ven
implicados, dos tratan de la captura de neutrones (los procesos tipo s y tipo r) y uno
de la captura de protones (el proceso tipo p).
Captura de neutrones
Una vía para crear elementos más pesados que el hierro-56 comienza cuando
neutrones libres colisionan y se fusionan con un núcleo preexistente. De esta manera
conseguimos núcleos más pesados y ricos en neutrones pero con el mismo número
de protones, es decir, el mismo número atómico. Estos núcleos son isótopos más
pesados del elemento original, así que todavía no hemos alcanzado nuestro
propósito de formar un elemento diferente más pesado.
Sin embargo, el proceso no ha terminado todavía. Estos isótopos nuevos pueden ser
estables o inestables dependiendo de su número de protones y neutrones. Si la
captura de neutrones produce un isótopo inestable, entonces puede sufrir una
desintegración radioactiva espontánea. Tal desintegración se llama ‘desintegración
beta’, en la que se emiten un electrón y un antineutrino y uno de los neutrones del
núcleo se convierte en un protón. El resultado final de esta transformación es un
núcleo con un protón más y un neutrón menos. Como el número de protones ha
cambiado se ha producido, de hecho, un elemento diferente.
En el proceso de captura de neutrones seguido por una desintegración beta, es
importante si la captura inicial del neutrón es lenta o rápida respecto a la
desintegración beta. Los dos casos, que se conocen como procesos tipo s y tipo r
respectivamente, producen elementos diferentes y ocurren en diferentes
circunstancias en el Universo.
Captura lenta de neutrones: el proceso tipo s
Cada neutrón capturado en el proceso tipo s convierte un núcleo en un isótopo del
mismo elemento con un neutrón más. Este incremento gradual del número de neutrones
conduce necesariamente a un isótopo inestable. Como la captura de neutrones es
relativamente lenta en el proceso tipo s, el núcleo inestable beta se desintegra antes de
que un nuevo neutrón sea capturado. En otras palabras, tan pronto como se alcanza la
primera configuración inestable, una desintegración beta transforma el núcleo en otro
nuevo con un protón más y un neutrón menos (diagrama).
¿En qué parte del Universo podemos encontrar las condiciones adecuadas para que
ocurran los procesos tipo s? Pues durante las últimas etapas de la vida de las estrellas
parecidas al Sol. Ya sabemos (véase, por ejemplo, Boffin & Pierce-Price 2007) que si la
masa inicial de una estrella es parecida a la del Sol, cuando al final de su vida se queda
sin combustible, entonces se enfría hasta convertirse en una enana blanca. Antes de que
se enfríe se producen neutrones libres (principalmente por las desintegraciones del
carbono y del neón) que abundan lo suficiente como para producir elementos pesados
por captura lenta de neutrones. Elementos como el bario, cobre, osmio, estroncio y
tecnecio se producen de esta manera.
Captura rápida de neutrones: el proceso tipo r
Si, por el contrario, el ritmo de producción de neutrones es muy elevado, los núcleos
inestables que se forman tienen tiempo suficiente para engullir muchos neutrones que
posteriormente se desintegran en cascada en protones ( diagrama): así es como se
sintetizan en la naturaleza los elementos con los mayores números atómicos.
Descubramos en qué lugar del Universo se producen los procesos tipo r. Como ya
comentamos anteriormente, cuando la masa de una estrella es mayor que unas ocho
veces la masa del Sol, la temperatura y la presión en su centro es lo suficientemente alta
para comenzar la fusión del carbono y del oxígeno y, finalmente, formar una parte central
de hierro. En esta etapa final el interior de la estrella es como una cebolla, la capa más
externa está compuesta por hidrógeno y helio y las capas internas por núcleos
progresivamente más pesados debido a las sucesivas reacciones de fusión.
El hierro es demasiado estable para fusionarse, por eso aumenta sin cesar y la parte
central de hierro crece continuamente. Hay, sin embargo, una masa (llamada masa de
Chandrasekhar) más allá de la cual el centro de hierro ya no puede crecer más, ya que
su propia gravedad es tan alta que le impide sustentarse. En ese momento un colapso
catastrófico (donde las capas externas del centro alcanzan velocidades hasta 250
millones de km/h) aplasta el centro hasta que la materia que se desploma rebota y toda
la energía se transfiere, en una titánica explosión, a las capas externas (véase la
imagen). Este fenómeno se llama explosión de supernova, concretamente supernova
Tipo II (SN II).
Es precisamente en el centro de
hierro que colapsa en una SN II
donde ocurren los procesos tipo r.
Durante el colapso los electrones y
protones se combinan para producir
neutrones y neutrinos. El flujo
(número por unidad de superficie y
unidad de tiempo) de neutrones es
tan alto (del orden de 1022 neutrones
por cm2/s) que un núcleo tiene
tiempo
para
capturar
muchos
neutrones antes de sufrir una
desintegración beta. El oro, europio,
lantano, polonio, torio y uranio son
algunos de los elementos producidos
por los procesos tipo r.
Ejemplos de procesos tipo s (arriba)
y tipo r (abajo). Cada posición en la
cuadrícula representa un núcleo
diferente, con el número de
neutrones en el eje horizontal y el
número de protones en el eje
vertical. Así pues, cada fila horizontal
representa isótopos del mismo
elemento. En las trayectorias
señaladas, un paso a la derecha
corresponde a un neutrón absorbido
por el núcleo. Un paso en diagonal
arriba y a la izquierda corresponde a
una desintegración beta en la que
un neutrón se transforma en un
protón, emitiendo un electrón y un
antineutrino.
Obsérvese
que
la
trayectoria
horizontal en el proceso tipo s es más
corta que en el tipo r (en el tipo s se
capturan menos neutrones) y, como
consecuencia, el movimiento en la
dirección vertical es también más
corto (hay menos neutrones que
puedan convertirse en protones)
Captura de protones
Otro proceso por el cual se pueden producir núcleos más pesados es por captura de protones
(procesos tipo p). Sin embargo, un núcleo que contenga muchos protones tiene una elevada
carga positiva que dificulta la aproximación de nuevos protones. Esta repulsión (la barrera de
Coulomb) es muy alta y determina que la captura de un protón sea un suceso mucho más raro
que la de un neutrón. Para ser absorbido por un núcleo un protón libre debe ser muy energético,
de forma que este proceso sólo puede darse a muy altas temperaturas.
¿Dónde podemos encontrar entonces temperaturas altas para la captura de protones? . Cuando
dos estrellas orbitan una respecto a la otra forman un ‘sistema binario’. Si las estrellas están lo
bastante próximas, es posible que la estrella con mayor atracción gravitatoria ‘robe’ gas a su
compañera. Esto puede ocurrir, por ejemplo, cuando una compacta y masiva enana blanca o una
estrella de neutrones atrae hacia su superficie gas rico en hidrógeno de su compañera. Este
material proporciona un flujo caliente de protones libres con la energía suficiente para superar
la barrera de Coulomb y fusionarse con otros núcleos. El lantano, rutenio y samario son
elementos producidos en procesos tipo p.
En conclusión . . .
Hemos visto que aunque la fusión nuclear en las estrellas produce elementos sólo
hasta el hierro-56, los elementos más pesados se producen por varios procesos. Estos
procesos de nucleosíntesis, que conllevan la captura de neutrones o protones y
desintegraciones radioactivas, ocurren en situaciones exóticas en el Universo. La
captura lenta de neutrones puede ocurrir al final de la vida de las estrellas parecidas
al Sol, antes de que terminen sus días como enanas blancas. La captura de protones
es el resultado de una enana blanca o una estrella de neutrones que devora gas de
una desafortunada estrella compañera. Una captura rápida de neutrones tiene lugar
durante el catastrófico colapso estelar que ocurre justo antes de la dramática explosión
de una supernova Tipo II. Cambiando un elemento en otro, estos procesos naturales
consiguen lo que los alquimistas medievales no pudieron: la transformación de unos
metales iniciales en (entre otros elementos) oro.
Diagrama HR
A partir de la temperatura y de la luminosidad, el diagrama Hertzsprung-Russell muestra cómo se organiza la física
estelar. Crédito : Astrophysique sur Mesure Diagramas HR
Toda esta información viene del analisis de diagramas HR y su
comparación con los modelos teóricos.
●
Poblaciones => bien determiandas por digramas HR de Cúmulos.
La clasificación de los espectros estelares se basa en el
estudio morfológico del espectro visible. Da cuenta esencialmente de la
temperatura efectiva y del campo gravitacional estelar. Diversos espectros estelares. Las líneas indicadas por H son las líneas del espectro del hidrógeno atómico; la
línea CaII es debida al espectro del Calcio ionizado una vez. Crédito : ESO/ASM
Los tipos espectrales, cuando se
ordenaron por temperatura decreciente,
resultaron: O, B, A, F, G, K, M, R, N, S
(Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me, Right Now
Sweetheart;
Marcas espectrales y abundancias
Para modelizar un espectro es necesario entender las condiciones termodinámicas
(temperatura), mecánicas (presión, debido al campo gravitatorio) y químicas
(abundancias) en la fotosfera estelar.
Todo el poder de la espectroscopía reside en la sutilidad del análisis. Por ejemplo,
utilizar espectros con alta resolucion espectral para poder observar líneas muy finas y
a continuación saber interpretarlas.