Nucleosíntesis estelar

La **nucleosíntesis estelar** ye'l conxuntu de reacciones nucleares que tienen llugar nes estrelles mientres el procesu d'evolución estelar anterior al colapsu gravitatoriu. Pa información sobre otros procesos de síntesis d'elementos ver nucleosíntesis.

Estos procesos empezaron a entendese a principios del sieglu XX cuando quedó claro que solo les reacciones nucleares podíen esplicar la gran llonxevidá de la fonte de calor y lluz del Sol. Aproximao'l 90% de la enerxía producida poles estrelles va venir de les reacciones de fusión del hidróxenu pa convertilo en heliu. Más del 6% de la enerxía xenerada va venir de la fusión del heliu en carbonu. Ente que el restu de fases de combustión apenes si van contribuyir de forma apreciable a la enerxía emitida pola estrella a lo llargo de tola so vida.

## Historia

En 1920, Arthur Eddington, basándose nes precises midíes de los átomos realizaes por F.W Aston, foi'l primeru en suxerir que les estrelles llograben la so enerxía a partir de la fusión nuclear del hidróxenu en heliu.
En 1928, George Gamow dedució'l llamáu factor de Gamow, una fórmula mecánicu-cuántica que da la probabilidá d'atopar a una temperatura determinao dos nucleos abondo próximos como por que puedan saltase la barrera coulombiana.
El factor de Gamow foi usáu nesa década pol astrónomu inglés Atkinson y el físicu austriacu Houtermans y más tarde pol mesmu Gamow y por Teller pa calcular el ritmu col que les reacciones nucleares producir a les altes temperatures esistentes nos interiores estelares.

En 1939, nun artículu tituláu "*Energy Production in Stars*", l'estauxunidense Hans Bethe analizó les distintes posibilidaes por que se diera la fusión del hidróxenu a heliu. Escoyó dos procesos que creyó teníen de ser la principal fonte d'enerxía de les estrelles. El primeru d'ellos fueron les cadenes protón-protón, que son les reacciones dominantes n'estrelles pequeñes con mases non muncho más grandes que la del Sol. El segundu procesu foi'l ciclu carbonu-nitróxenu-osíxenu, que foi tamién topáu independiente y simultáneamente pol alemán Carl Friedrich von Weizsäcker en 1938, esti grupu de reacciones ye más importante nes estrelles masives y ye igualmente equivalente a la fusión de cuatro protones pa formar un nucleu d'heliu-4.

Más tarde, fueron añadíos importantes detalles a la teoría de Bethe. Por casu, supunxo una importante meyora la publicación d'un relevante artículu en 1957 por Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, Fowler y Hoyle. Esti trabayu posterior recoyó y refinó les investigaciones anteriores nun marcu coherente que dio esplicación a les distintes bayures de los elementos.

## Reacciones importantes
Les reacciones más importantes na nucleosíntesis estelar son:
* Quema del hidróxenu:
** La cadena protón-protón.
** El ciclu CNO.
* Quema del heliu:
** El procesu triple alfa
* Quema de metales:
** Procesu de combustión del carbonu.
** Procesu de combustión del osíxenu.
** Procesu de combustión del neón.
** Procesu de combustión del siliciu.
* Producción d'elementos más pesaos que'l fierro:
** Captura de neutrones:
*** El procesu s

## Quema de metales

Si al escosase l'heliu nel nucleu de la estrella, la masa de la estrella ye lo suficientemente grande, el nucleu va ser capaz d'estruyise y calecer lo suficiente como pa entamar la fase siguiente de fusión del carbonu. Va Haber pos dos nueves capes de fusión, una d'heliu y otra d'hidróxenu enriba d'esta. Tal que asocedía nel tresformamientu a superxigante colorada, agora la presión exercida por eses nuevu capes va faer que la cubierta esterna de la estrella espándase otra vegada. Les mases mínimes pa estos procesos nun tán bien determinaes yá que se desconocen abondo los ritmos de reacción, les seiciones eficaces y los ritmos d'espulsión de masa por vientu solar de les estrelles más masives. L'entamu de les reacciones del carbonu asítiense indicativamente nun mínimu de 8 mases solares pero podría producise a menores mases. Puede asegurase que con esa masa llegar a quemar el carbonu pero'l mínimu real quiciabes tuviera ente 4 y 8. Polo que respecta a los demás ciclos equí los datos son inda más inciertos anque puede afirmase qu'una estrella de más de 12 vegaes la masa del Sol tendría de pasar por toles fases de combustión posible hasta llegar al fierro. A midida que sumir fases de combustión añader más capes de fusión formando una especie de nucleu con estructura de *cebolla*. Tendríen De producise cambeos a cada fase pero la del carbonu ye la postrera que dura un tiempu significativu polo que les demás etapes de combustión nun camuden descomanadamente la constitución de la estrella porque asoceden tan rápido que nun avaga la estrella a afaese a cada nueva situación. Asina, la etapa de superxigante colorada ye, realmente, l'últimu tresformamientu significativu, tres ella, y en posteriores fases de combustión, la estrella va volvese cada vez más inestable convirtiéndose, bien probablemente, nuna variable antes del so destín final como oxetu compactu.

### Combustión del carbonu ( > 8 M<sub>Sol</sub> )

Terminada la fusión del heliu'l nucleu vuelve estruyise y a alzar la so temperatura. De los trés elementos que mayoritariamente componen el nucleu nesti estadiu, carbonu y osíxenu nun 90% más un pocu de neón, ye'l carbonu'l que tien la temperatura de fusión más baxa, unos 600 millones de graos (**6·10⁸ K**). Llegaos a esta temperatura y a una densidá d'unos **2×10⁸ kg/m³**, (unos 200 mil kg/cm³) los átomos de carbonu empiecen a reaccionar ente sigo dando llugar diversos elementos más pesaos al traviés d'una serie de canales de salida distintos. La duración d'esta etapa va ser del orde d'unos cientos d'años pudiendo llegar a los 1.000 años. Les reacciones más probables son les que salen recuadradas na diagrama. La del sodiu-23 tien un 56% d'escurrimientu y la del neón-20 un 44%. Los protones y les partícules alfa emitíes en dos tales reacciones van ser rápido recapturados pol carbonu, l'osíxenu, el neón y el mesmu sodiu. Estes reabsorciones apenes si tienen efeutos enerxéticos significativos pero tocantes a la nucleosíntesis sí lo son yá que el van faer que'l sodiu nun tea presente ente los elementos residuales de la combustión del carbonu. Polo que respecta al osíxenu, magar se forma abondo pocu sumir al que yá se formó mientres el procesu triple alfa. Tou esto va faer que quede un nucleu d'osíxenu-16, neón-20, magnesiu-24 y dalgunes traces de siliciu-28. La composición de les cenices d'esta etapa ye fundamentalmente la siguiente:

**Fracciones de masa:** X_O \sim 0,59 \qquad X_{Ne} \sim 0,28 \qquad X_{Mg} \sim 0,05

### Fotodesintegración del neón

Termináu'l carbonu del nucleu central este vuelve contraer hasta llegar a la temperatura de **1,2·10⁹ K**, momentu nel cual vuelve detenese'l colapsu mientres unos pocos años, una década a lo sumo. A eses temperatures los fotones radiaos pel centru del nucleu son tan enerxéticos que llogren fotodesintegrar el neón-20. Esti procesu anque ye endotérmico (consume enerxía) consigue que de los sos subproductos derívese otra reacción que sí ye exotérmica. El balance global de dambos procesos ye positivu y la resultancia ye que la estrella llogra sostenese mientres quede neón por fotodesintegrar nel nucleu.\gamma + {}^{20}Ne \rightarrow {}^{16}O + \alpha \qquad Q = -4,73MeV
\alpha + {}^{20}Ne \rightarrow {}^{24}Mg + \gamma \qquad Q = 9,31MeV

Como se ve nes reacciones axuntes, les cenices d'esta fase van ser les mesmes que na anterior menos el neón que se consumiría. va amontase la cantidá d'osíxenu y magnesiu al empar que siguen creándose nueves capes de fusión. Agora, aparte del nucleu de combustión de neón hai una capa de carbonu, otra d'heliu y una d'hidróxenu. Los vientos solares son yá bien intensos y esprenden grandes cantidaes del hidróxenu más esternu pocu amestáu yá a la estrella.

### Combustión del osíxenu

Rematada la etapa del neón el nucleu de la estrella vuelve calecer y contraer hasta **1,5** a **2·10⁹ K** y **10⁷ g/cm³** temperatura y densidá a partir de les cualos algámase la ignición del osíxenu. La reacción de fusión nuclear del osíxenu produz diverses canales de salida, unos más probables qu'otros, de la mesma qu'asocedía na fusión del carbonu. La etapa dura unos pocos meses, quiciabes un añu, y les sos cenices son sobremanera siliciu-28 acompañáu de siliciu-30, azufre-34, calciu-42 y titaniu-46. Munchos d'estos elementos son subproductos de les reacciones con protones, neutrones o alfes recapturados. Los trés reacciones más probables son les que tán recuadradas. Va Resultar azufre-31 un 18% de les vegaes fósforu-31 un 61% y siliciu-28 un 21%.

### Fotodesintegración y combustión del siliciu

Cuando'l nucleu algama los **2,7·10⁹ K** y **3·10⁷ g/cm³** dar# en la incineración del siliciu nun conxuntu de complexes reacciones que van sostener por pocu más d'un día a la estrella. Una parte del siliciu-28 recibe l'impautu de fotones ultraenergéticos que lo ruempen n'otros isótopos como siliciu-27 o magnesiu-24. Nel procesu se reemiten gran cantidá de protones, neutrones y alfes que nel intre son recapturados cada vez por átomos más pesaos nun aproximamientu asintótica escontra'l *picu del fierro*. Coles mesmes, el siliciu tamién algama temperatures de fusión que la lleven a formar níquel-56 que darréu se degrada hasta'l fierro-56, elementu final a partir del cual la fusión nuclear dexa de ser una reacción rentable y exotérmica, algamar finalmente'l **equilibriu estadísticu nuclear** (Fe56+Nin56). Llegaos a esti puntu la yá bien convulsa estrella nun va poder sostenese más por sigo mesma.
{}^{28}Si+{}^{28}Si \rightarrow {}^{56}Ni+\gamma
{}^{56}Ni \rightarrow {}^{56}Co+y^+ +\bar{\nu}_y
{}^{56}Co \rightarrow {}^{56}Fe+y^+ +\bar{\nu}_y

## Referencies