Procesos nucleares en estrellas

Transcripción

1 Procesos nucleares en estrellas # Interior estelar compuesto por núcleos de los distintos elementos # Temperaturas interior estelar Parte de los núcleos con energía térmicas (E cin ) que sobrepasan las fuerzas repulsivas de Coulomb Reacciones nucleares de fusión: síntesis de elementos más pesados # Reacciones termonucleares son exotérmicas (liberan energía) hasta alcanzar núcleos con mayor energía de ligadura por nucleón (núcleos más estables). # Energía de ligadura de un núcleo (Z, A) crece desde 0 (, A = ) a 8.8 MeV (= E l /A) para A = 56 ( 56 F e). Para A mayores, decrece de nuevo Figura : Energía de ligadura por nucleón en función del número atómico # Procesos de fusión nuclear explican la energía emitida por las estrellas a lo largo de, prácticamente, toda su vida

2 # Fusión de núcleos de en e: Escala nuclear de tiempos e ; m =,008,00 = 0,09 u.m.a Energía liberada por átomo de es: m = 0,009, kg ; E = mc = 0 J( 0 J) # Escala de tiempos nuclear: razón entre la energía nuclear potencial de una estrella a la energía que emite por segundo (luminosidad) τ n Mc L () # Ejemplo: Sol compuesto únicamente de. El número de átomos de e y la energía nuclear potencial resultado de su conversión en e: M /m p 0 g/m p J(= 0 5 erg) Luminosidad del Sol, L 0 erg/s Por tanto: edad del Sol: años τ n años Energía de origen nuclear explica la luminosidad estelar Reacciones nucleares producen núcleos más estables (mayor enegía de ligadura)

3 Cadena protón - protón ( e) + D + + ν, Mev 0,6 MeV D + 5,9 MeV e +,859 MeV Es la llamada cadena p p I. Con otro simbolismo: (p, ) D(p, ) e( e, p) 6, MeV. reacción: muy lenta. En interiores estelares (T 0 7 K, ρ 0 g cm ), la transformación de la mitad de los protones existentes ocurre en 0 0 años.. reacción: requiere pocos segundos.. reacción: requiere 0 6 años. Duración media del ciclo controlada por la primera reacción. proton, neutrino, gamma-ray neutron positron Figura : Cadena protón - protón I

4 # Alternativamente: en lugar de la última reacción se dar: Cadena p p II e(α, ) 7 Be(e ) 7 Li(p, ) 8 Be(α) 5,7 MeV cadena p p III e(α, ) 7 Be(p, ) 8 Be( ) 8 Be (α) 9, MeV La T requerida para las cadenas p p son 0 7 K Importancia relativa depende de T (menor T para p p I y mayor para p p III) Las secuencias protón-protón son dominantes para M,5 M. proton neutron positron electron neutrino gamma-ray e 85% 5% 7 Be 5% 0.0% e 8 5B e 7 Li 8 Be ppi ppii e ppiii Figura : Cadenas protón - protón

5 Ciclo CNO ( e) # Los núcleos de C, O y N, aunque poco abundantes en la composición estealr inicial, puede inducir reacciones nucleares en las que actuan como catalizadores: C(p, ) N( ) C(p, ) N(p, ) 5 O( ) 5 N(p, α) C + 5,0MeV En lugar de la última reacción puede ocurrir (probabilidad menor). En lugar de la última en la anterior: 5 N(p, ) 6 O(p, ) 7 F ( ) 7 O(p, α) N 7 O(p, ) 8 F ( ) 8 O(p, α) 5 N # Ciclo CNO domina para T elevadas (estrellas con masas >,5M ) proton neutron positron neutrino gamma-ray 6C 7N 6C 7N 5 8O 5 7N 6C CNO Figura : Ciclo CNO 5

6 relative rate of energy release pp CNO T/0 6 K Figura 5: Contribución relativa de los ciclos pp y CNO a la generación de energía en función de la temperatura Rangos: T 0 8 K, M > 0,5M Proceso α ( e C) e 8 Be(α, ) C + 7,MeV La flecha indica que se puede producir la reacción endotérmica: 8 Be e 95keV 8 Be tiene vida media de 0 6 s muy pocos átomos de 8 Be se transforman en C. A pesar de ello, el tiempo de colisión de las partículas α a T 0 8 K es aún menor Proceso α (T 0 8 K y ρ 0 g cm ) es el segundo en importancia en la generación de energía estelar. # Cuando se han acumulado suficientes C, la captura de partículas α lleva a la formación de núcleos más pesados: C(α, ) 6 O + 7, MeV 6

7 Síntesis de núcleos pesados # La quema de C requiere T > K. Para O, T > K (barreras culombianas muy elevadas). En caso de que se produzcan, hay varias posibilidades: C + C Mg + 6 O + 6 O S + C + C Mg + n 6 O + 6 O S + n C + C Na + p 6 O + 6 O P + p C + C 0 N α 6 O + 6 O 8 Si + α C + C 6 O + α 6 O + 6 O Mg + α En promedio, se liberan MeV para cada reacción de C y 6 MeV para O. Los n y p producen rápidamente isótopos de los diferentes elementos. Cuadro : Principales procesos de quema nuclear Elemento Proceso T (umbral) Producto Energía por 0 6 K nucleón (MeV) p-p e 6.55 CNO 5 e 6.5 e α 00 C, O 0.6 C C + C 600 O,Ne,Na.Mg 0.5 O O+O 000 Mg,S.P.Si 0. Si Núcl equil. 000 Co,Ni,Fe <0.8 # Procesos posteriores de fusión a núcleos más pesados no liberan energía. # Núcleos estables de la familia de F e (F e, Co, Ni) se fotodesintegran a T > K α n, p ( rango de T en los interiores estelares ) 7