La Síntesis Nuclear

Los elementos posteriores al hierro en la tabla periódica, no se pueden formar en los procesos de fusión nuclear normales en las estrellas. Hasta el hierro la fusión produce energía, y por lo tanto el proceso puede continuar. Pero como el "grupo del hierro" está en el pico de la curva de energía de enlace, la fusión de los elementos por encima del hierro, absorbe una gran cantidad de energía. (El nucleido ⁶²Ni es el nucleido más estrechamente ligado, pero no es ni de lejos tan abundante como el ⁵⁶Fe en los núcleos estelares, por lo que el estudio astrofísico se centra en general en el hierro.) En realidad, el ⁵²Fe puede capturar un ⁴He para producir ⁵⁶Ni, pero este es el último paso en la cadena de captura de helio.

Dado un flujo de neutrones en una estrella masiva, los isótopos más pesados, pueden ser producidos por captura de neutrones. Los isótopos producidos de este modo son generalmente inestables, por lo que hay un equilibrio dinámico que determina si se produce cualquier ganancia neta en el número de masa. Las probabilidades para la creación de isótopos se expresa por lo general en términos de una "sección eficaz" para tal proceso, y resulta que hay una sección eficaz suficiente para la captura de neutrones y crear isótopos hasta el bismuto-209, el más pesado conocido isótopo estable. La producción de algunos otros elementos como cobre, plata, oro, zirconio y plomo, se cree que se realiza por este proceso de captura de neutrones. Se le conoce por los astrónomos como el "proceso-s", por la captura "slow" (lenta) de neutrones.

Para isótopos más pesados que el ²⁰⁹Bi, el proceso-s no parece funcionar. La opinión actual es que deben ser formados en las explosiones cataclísmicas conocidas como supernovas. En la explosión supernova, se produce un gran flujo de neutrones energéticos y los núcleos bombardeados por estos neutrones acumulan a la vez una unidad de masa, produciendo núcleos pesados. Este proceso aparentemente se desarrolla muy rápidamente en la explosión de la supernova, y se llama "proceso-r" por "captura de neutrones rápidos". Cadenas de acumulación que no son posibles a través del proceso-s ocurren muy rápidamente con el proceso-r, tal vez en cuestión de minutos, debido a que los productos intermedios no tienen tiempo para decaer.

Estos núcleos con grandes excesos de neutrones, simplemente se desintegrarían de nuevo en núcleos más pequeños, si no fuera por el gran flujo de neutrinos, que hacen posible la conversión de neutrones a protones a través de la interacción débil en los núcleos. A la izquierda está el diagrama de Feynman para la interacción de neutrinos con un neutrón, que causa una transmutación en un protón y un electrón.

Las capas que contienen los elementos pesados pueden ser arrojadas en la explosión de la supernova, y proporcionan la materia prima de elementos pesados, en las lejanas nubes de hidrógeno que se condensan para formar nuevas estrellas.

"Metales" Para un Astrónomo

Es una práctica común para los astrónomos, referirse a toda la colección de elementos más pesados que el helio como "metales". Puesto que la gran mayoría de los átomos en el universo son átomos de hidrógeno o helio, esto ha sido una conveniente tradición. Las estrellas pueden ser clasificadas de acuerdo a su "metalicidad" o contenido de átomos pesados. Debido a que la síntesis nuclear se produce en las estrellas y se puede distribuir al espacio al final de la vida de las estrellas, las estrellas más jóvenes pueden haber recogido algunos de esos contenidos de las estrellas anteriores, y por lo tanto ser más rica en metales. La metalicidad se indica a veces con el símbolo Z, y se han encontrado estrellas jóvenes de población I con metalicidad tan alta como Z = 0,03. Si se encuentra una estrella "pobre en metal", se toma como una indicación de que la estrella es vieja, habiéndose formado antes de que la finalización de las vidas de otras estrellas hubieran distribuido el material de fondo que contiene elementos pesados.