Nucleosíntesi estel·lar: diferència entre les revisions

En [[1920]], [[Arthur Eddington]], basant-se en els precisos mesuraments dels àtoms realitzats per [[Francis William Aston|F.W Aston]], va ser el primer a suggerir que les estrelles obtenien la seva energia a partir de la [[fusió nuclear]] de l'[[hidrogen]] en [[heli]]. En [[1928]], [[George Gamow]] va deduir l'anomenat [[factor de Gamow]], una fórmula mecànico-quàntica que dóna la probabilitat de trobar a una temperatura determinada dos nuclis suficientment pròxims com perquè puguin saltar-se la [[barrera coulombiana]].

En [[1939]], en un article titulat "''Energy Production in Stars''", el nord-americà [[Hans Bethe]] va analitzar les diferents possibilitats perquè es donés la fusió de l'hidrogen a heli. Va seleccionar dos processos que va creure que havien de ser la principal font d'energia de les estrelles. El primer d'ells van ser les [[cadena protó-protó|cadenes protó-protó]], que són les reaccions dominants en estrelles petites amb masses no gaire més grans que la del [[Sol]]. El segon procés va ser el [[cicle CNO|cicle carboni-nitrogen-oxigen]], el qual va ser també trobat independent i simultàniament per l'alemany [[Carl Friedrich von Weizsäcker]] en [[1938]], aquest grup de reaccions és més important en les estrelles massives i és igualment equivalent a la fusió de quatre protons per a formar un nucli d'heli-4.

Si a l'esgotar-se l'heli en el nucli de l'estrella, la massa de l'estrella és prou gran, el nucli serà capaç de comprimir-se i escalfar-se prou com per a emprendre la fase següent de fusió del carboni. Haurà doncs dues noves capes de fusió, una d'heli i altra d'hidrogen damunt d'aquesta. Tal com ocorria en la transformació a supergegant vermella, ara la pressió exercida per aquestes noves capes farà que la coberta externa de l'estrella s'expandeixi altra vegada. Les masses mínimes per a aquests processos no estan ben determinades ja que es desconeixen bastant els ritmes de reacció, les [[secció eficaç|seccions eficaces]] i els ritmes d'expulsió de massa per [[vent solar]] de les estrelles més massives. L'inici de les reaccions del carboni se situen indicativament en un mínim de 8 masses solars però podria produir-se a menors masses. Es pot assegurar que amb aquesta massa s'arriba a cremar el carboni però el mínim real potser estigués entre 4 i 8. Pel que fa als altres cicles aquí les dades són encara més incertes encara que es pot afirmar que una estrella de més de 12 vegades la massa del Sol hauria de passar per totes les fases de combustió possible fins a arribar al ferro. A mesura que se sumen fases de combustió s'afegeixen més capes de fusió formant una espècie de nucli amb estructura de ''ceba''. Haurien de produir-se canvis a cada fase però la del carboni és l'última que dura un temps significatiu per la qual cosa les altres etapes de combustió no canvien excessivament la constitució de l'estrella perquè ocorren tan ràpid que no dóna temps a l'estrella a adaptar-se a cada nova situació. Així, l'etapa de supergegant vermella és, realment, l'última transformació significativa, després d'ella, i en ulteriors fases de combustió, l'estrella es tornarà cada vegada més inestable convertint-se, molt probablement, en una [[estrella variable|variable]] abans de la seva destinació final com [[objecte compacte]].

Acabada la fusió de l'heli el nucli torna a comprimir-se i a elevar la seva temperatura. Dels tres elements que majoritàriament componen el nucli en aquest estadi, carboni i oxigen en un 90% més una mica de neó, és el carboni el què té la temperatura de fusió més baixa, uns 600 milions de graus ('''6·10⁸ K'''). Arribats a aquesta temperatura i a una densitat d'uns '''2×10⁸ kg/m<sup>3</sub>''', els àtoms de carboni comencen a reaccionar entre si donant lloc a diversos elements més pesats a través d'una sèrie de canals de sortida distints. La durada d'aquesta etapa serà de l'ordre d'uns centenars d'anys podent arribar als 1.000 anys. Les reaccions més probables són les què surten en requadre en el diagrama. La del [[sodi]]-23 té un 56% d'ocurrència i la del [[neó]]-20 un 44%. Els protons i les partícules alfa emeses en sengles reaccions seran ràpidament recapturats pel carboni, l'oxigen, el neó i el propi sodi. Aquestes reabsorcions tot just si tenen efectes energètics significatius però quant a la nucleosíntesi sí ho són ja que faran que el sodi no estigui present entre els elements residuals de la combustió del carboni. Pel que fa a l'oxigen, si bé es forma bastant poc, se suma al que ja s'havia format durant el procés triple alfa. Tot això farà que quedi un nucli d'oxigen-16, neó-20, magnesi-24 i algunes traces de [[silici]]-28. La composició de les cendres d'aquesta etapa és fonamentalment la següent: