Solo con el tiempo, estos elementos más pesados comenzaron a aparecer como resultado de varias reacciones dentro de las estrellas. Cuanto más masivos eran, más rápido terminaban su existencia como estrella ordinaria como resultado de una explosión o eyección de una parte significativa de su masa, alimentando así la reserva cósmica de materia.
¿Qué elementos se forman como resultado de fusiones dentro de las estrellas?
El más ligero de estos elementos más pesados, como el carbono y el oxígeno, puede surgir en los ciclos normales de producción de energía de las estrellas más masivas y de las menos masivas más adelante en su evolución. Las más pesadas, hasta el silicio y el hierro, se forman en estrellas muy masivas después de evolucionar como estrellas normales y convertirse en gigantes y supergigantes en su inevitable viaje hacia su destino de supernova.
El elemento más pesado que se puede formar en las estrellas como resultado de la fusión es el zinc, aunque no es el proceso con el que asociamos la fusión en el interior de las estrellas, es decir, la fusión de dos núcleos idénticos, que normalmente conduce a la formación de no más que el hierro. El zinc, como el cobre, el níquel y el cobalto, puede formarse incluso antes de la fase de supernova como resultado de la captura de núcleos de helio, lo que, sin embargo, requiere temperaturas enormes.
El zinc ocupa solo el puesto 30 en la lista de 118 elementos que componen la tabla periódica en la actualidad. Entonces, la naturaleza todavía tiene mucho que hacer, incluso cuando la estrella llega al final de su existencia.
Cómo crear elementos más pesados que el hierro o el zinc, es decir, capturar neutrones lentos y rápidos
Para crear elementos más masivos que el hierro o el zinc, se necesita un proceso como la captura de neutrones. Gradualmente se adhieren a núcleos menos masivos, creando núcleos cada vez más masivos.
Hay dos formas de capturar neutrones. El primero es un proceso lento (el llamado proceso s) que puede ocurrir incluso en una estrella como el Sol en las últimas etapas de su existencia. Entonces tenemos una pequeña corriente de neutrones libres, de los cuales se captura un neutrón, que luego se desintegra en un protón y un electrón en el núcleo. Esto permite que los elementos de un tipo, previamente recogidos por la estrella en formación, se transformen en otro. La secuencia de cambios en este proceso conduce a la formación de elementos como el plomo o el bismuto.
La segunda opción es la captura de neutrones rápidos entregados en grandes cantidades (el llamado proceso r). Tales condiciones existen en la explosión de una supernova, así como en la colisión de dos estrellas de neutrones. En este caso, la masa del núcleo atómico puede aumentar rápidamente sin la desintegración preliminar de los neutrones adjuntos. Sólo más tarde se producen numerosas desintegraciones de una parte de los protones que se han unido, hasta que el núcleo resultante se convierte en el núcleo de un isótopo estable del elemento dado. Esta es una forma de crear elementos aún más pesados y diferentes que en el proceso s.
¿Qué sucede con la materia que se produce en las estrellas?
Todo lo que se crea dentro de las estrellas y no se almacena en ellas ni en sus sucesoras (estrellas de neutrones, enanas blancas, agujeros negros) para siempre (al menos desde el punto de vista actual) es expulsado al espacio en algún momento. Los elementos en el espacio se encuentran en diferentes proporciones, y los más ligeros son mucho más numerosos que los más pesados.
Por lo tanto, el espacio interestelar está mayormente lleno de hidrógeno, a veces hidrógeno primordial. Sin embargo, estos elementos más pesados también son relativamente abundantes, o al menos lo suficiente como para convertirlos en un componente de los sistemas planetarios emergentes.
Además de las estrellas, que también contienen algunos de los elementos más interesantes que el hidrógeno o el helio. Por eso me tomé la libertad de llamar coleccionistas a las estrellas que aparecieron más tarde que las primeras.
Coleccionistas de estrellas. El segundo lugar en el podio es para HD222925. ¿Por qué no el primero?
En comparación con todas las estrellas, hay pocos colectores, porque para el 75 por ciento de las estrellas, el helio sigue siendo un componente extremadamente pesado. Incluso nuestro Sol se compone de menos del 0,1 por ciento de otros elementos. Estos incluyen oxígeno, magnesio, así como hierro y azufre. Y, sin embargo, se encontraron alrededor de 67 elementos en su espectro, lo que lo convierte en poseedor del récord en este sentido.
En el espectro de HD222925, se han identificado hidrógeno, helio y otros 63 elementos en luz ultravioleta, visible e infrarroja. Incluye oro y pista. Se han identificado más elementos hasta ahora solo en nuestro Sol.
Pero el Sol está cerca, y los astrónomos no están menos interesados en las estrellas distantes. Por lo tanto, HD 222925, aunque fue el segundo elemento más abundante de los detectados, llamó su atención y se convirtió en una estrella mediática.
Es una estrella a unos 1460 años luz de distancia, relativamente cerca de la constelación de Tucana. Si quieres encontrarla, su ascensión recta es 23:45:17.61 y su declinación es -61:54:42.8. Desafortunadamente, solo se puede ver desde el hemisferio sur de la Tierra.
HD222925 es una estrella con 0,75 veces la masa del Sol. Su brillo es de novena magnitud, por lo que deberíamos poder verlo con un telescopio.
Un grupo de alrededor de una docena de astrónomos dirigido por Jan Roeder (Universidad de Michigan) identificó 63 elementos diferentes en su composición, además del hidrógeno y el helio, siendo la mayoría de los 42 elementos pesados, incluidos los formados en el proceso r, es decir, aquellos que la estrella recolectó durante su propia formación. En esta lista tenemos oro o torio, e incluso uranio, aunque este último no ha sido del todo confirmado.
¿Qué les dio a los astrónomos el descubrimiento de tantos elementos en HD222925?
HD 222925 también es una estrella más vieja que el Sol, mucho antes de que el Sol tuviera un suministro de varios elementos en las nubes de materia interestelar. Ahora que saben qué elementos se pueden producir mediante procesos de captura de neutrones, especialmente neutrones rápidos, los astrónomos pueden intentar recrear en simulaciones por computadora las condiciones que llevaron a la formación de estos elementos. Y también para determinar qué procesos llevaron a su creación.
Porque, aunque la teoría predice la formación de elementos pesados, solo en el caso de la fusión de dos estrellas de neutrones en 2017 (el efecto es la onda gravitatoria observada GW 170817) se pudo confirmar la exactitud de la predicción. En el caso de las supernovas, todavía estamos esperando un descubrimiento tan convincente. Cuanto más sepamos de las estrellas con una composición abundante, mejor sabremos dónde buscar su fuente.
Fuente: Carnegie, ONU. Michigan, inf. su
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