El triunfo de la materia Para el protón, la temperatura límite es de 1013K, correspondiente a t ? 10-5 s. Hubo un exceso de materia sobre la antimateria de 1 parte en 109.
Todo lo que conocemos esta formado por la esa pequeña parte de materia en exceso !!!
Los protones se mantiene estables por tener una vida media de 1032 años. En cambio los neutrones decaen con una vida media de 890 s.
Protones y Neutrones Protones y neutrones se mantenían en equilibrio a través de las reacciones
La mayor masa del neutrón implica que en el equilibrio térmico hubiera un preponderancia de protones, que se puede estimar con la distribución de Boltzman
mp – masa del protón mn – masa del neutrón Const. Boltzman: k = 8.6 x 10-11 MeV/K
Protones y Neutrones Mientras la energía térmica fue superior a la diferencia de masas entre protón y neutrón, las reacciones anteriores mantenían la razón neutrones/protones en equilibrio. Dif. de masas ?m = 1.3 MeV T > 1.5×1010 K , t < 1 s La razón neutrones/protones era: Nn/Np = 1/e = 0.36
Las reacciones finalmente cesaron cuando dejaron de producirse pares electrón-positrón (me = 0.5 MeV, T = 6x109K, t ~ 10s). Solo se produjo el decaimieto de los neutrones (tmedia= 890s)
Si no hubieran otras reacciones que estabilizaran a los neutrones todo el Universo sería de Hidrógeno !!!
Nucleosíntesis primordial1era etapa: La formación del Deuterio La reacción que estabiliza los neutrones es la formación del Deuterio (d – 2H)
Si bien la reacción es exotérmica (?E = 2.2 MeV), mientras la temp. fuera alta la reacción se produce en ambas direcciones. Cuando T = 109K (kT = 0.1 MeV, t ~ 100s), la reacción tiende a la formación de Deuterio. Por decaimiento de neutrones Nn/Np = 0.135 (1 neutrón por cada 7 protones)
Nucleosíntesis primordial2da etapa: La formación del Helio Como kT < 0.1 MeV y ?Etotal = 28 MeV, la reacción solo se produce en un sentido.
¿Cuánto He se formó? Si Nn/Np = 0.135 Nn/(Np+Nn) = 12 % Np/(Np+Nn) = 88 % Si por cada neutrón en el núcleo de Helio se requieren 1 protón, la abundancia del He respecto a H [He]/[H] = 24 % Otra forma de estimarlo: Si por cada neutrón había 7 protones, para formar un átomo de Helio se requiere 2 neutrones, por tanto debía haber 14 protones, 2 terminan en el núcleo de Helio y 12 mas quedan libres. La razón en masa será [He]/[H] = 4 / 12 = 25 %
Nucleosíntesis primordial3era etapa: Los elementos livianos La formación prosigue por absiorción de neutrones, pero la falta de núcleos estables con númeo de masa atómica 5 y 8, imposibilitó la formación de elementos mas pesados.
El fin de la Nucleosíntesis primordial !
¿Qué nos dicen las observaciones?
La Producción de elementos en las reacciones termonucleares La estabilidad de los núcleos atómicos Definimos la energía de ligadura (binding energy):
mp – masa del protón mn – masa del neutrón A – número de masa (número de protones + neutrones) Z – número atómico (número de protones) m(A,Z) – masa del núcleo con A y Z
Energía de ligadura por nucleón (B/A)
Liberación de Energía en Fusión
Fisión Q > 0 si A < 56 Q > 0 si A > 90 Para 60 < A < 90, Qfusión > 0 pero muy pequeña
Formación de Helio en el interior de las estrellas Tasas de reacción para condiciones al interior del Sol: T~107K ? ~ 105 kg/m3
Válida para T < 2x107K, M < 1.5 M? La cadena protón-protón (p-p)
El Ciclo CNO 106 años 7 mins 2×105 años 3×107 años 2 mins 104 años
Tasas de reacción Las tasas de reacción son para T ~ 2×107 K. Para T~109K, la reacción se hace explosiva.
Comparación p-p vs CNO
Formación de Carbono 4He 4He 4He 8Be 8Be 12C La reacción triple ? para T > 108 K ? > 108 kg m-3
Evolución de una estrella de 1 M?
Formación de elementos más pesados 12C + 4He 16O + ? 16O + 4He 20Ne + ? 20Ne + 4He 24Mg + ? En el borde exterior de la capa de cenizas de Carbono y el interior de la capa de quema de Helio, se pueden dar reacciones de formación de átomos mas pesados como:
La quema de Carbono y Oxígeno 12C + 12C 20Ne + 4He 24Mg + ? 23Na + p+ 16O + 16O 28Si + 4He 32S + ? 31P + p+ 31S + n0 Si T > 7 x 108 K, se produce la quema de Carbono. Puede durar por 1000 años. Si T > 2×109 K, se produce la quema de Oxígeno. Puede durar por 1 año.
Estrellas más masivas que el Sol
La fotodesintegración de los núcleos Para T > 109K, existen un gran número de fotones con E> 1MeV, que pueden ser absorbidos por un núcleo produciendo su desintegración a través de un decaimiento ?. Es llamado fotodesintegración por analogía a la fotoionización. Las fotodesintegraciones son endotérmicas, pero las partículas eyectadas van a ser inmediatemente recapturadas, regenerando el núcleo original o núcleos mas pesados y estables, lo que lleva a reacciones exotérmicas, recuperando el balance energético total. Un ejemplo es la fotodesintegración del Neón:
La partícula ? puede reaccionar con otro núcleo de Neón, obteniendo Mg, dando como resultado final 20Ne + ? 16O + 4He 220Ne + ? 16O + 24Mg + ?
El final de la formación de elementos por reacciones termonuclearesLa quema de Silicio 28Si + ? 7(4He) 28Si + 7(4He) 56Ni
La quema de silicio no es una única reacción sino una variedad que la representamos como:
Se requieren T > 3x109K y ? > 1011 kg m-3. Implica la rotura de los núcleos de Silicio en un mar de partículas ? (4He), p+,n0 ; que se unen hasta formar 56Ni. Luego por neutronización, se obtiene 56Fe. La quema de silicio dura ~ 1 día !!
56Fe
La cáscara de cebolla Estrellas de mas de 8 M? alcanzan a formar Fe en su carozo central
El colapso final Por estar el 56Fe en el pico de la curva de energía de ligadura por nucleón, la fusión no avanza mas allá de ese límite. Al desaparecer la presión de radiación por falta de mecanismo de generación de energía, la estrella colapsa. Si T > 1010K se produce la fotodesintegración de los núcleos en p+,n0 y e-. Para una estrella 20 M?: 10 millones de años quemando H 1 millón de años quemando He 1000 años quemando C 1 año quemando O unos días quemando Si < 1 seg colapsa el núcleo reconviertiendo todo nuevamente a p+,n0 y e-
La neutronización
produce la liberación de un intenso flujo de neutrinos y la formación de una estrella de neutrones. Se alcanzan densidades de 1017 – 1018 kg m-3 (una caja de fósforos pesaría 15 mil millones de toneladas). p+ + e- n0 + neutrino
La explosión de Supernovas
Nebulosa y pulsar del Cangrejo Explosión de SN en 1054 AD
La última SN cercanaCassiopeia A en 1680 Iones de Silicio Imágenes en Rayos X de Chandra Iones de Hierro Iones de Calcio Imagen en radio del VLA
La falta de Litio Abundancias solares Abundancias solares vs meteoritos Nucleosíntesis primordial
La destrucción del Litio El bombardeo de protones a T ~ 2.5 – 5 x 106 K, produce la destrucción de Li, Be y B. Esas temp. se alcanzan a mitad de distancia al centro del Sol. Por mezclado convectivo, el Li destruído en el interior alcanza la fotósfera, desde donde es medido.
¿Cómo cruzar la barrera del Hierro? Abundancias solares Energía de ligadura por nucleón
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