La S�ntesis Nuclear

Los elementos posteriores al hierro en la tabla peri�dica, no se pueden formar en los procesos de fusi�n nuclear normales en las estrellas. Hasta el hierro la fusi�n produce energ�a, y por lo tanto el proceso puede continuar. Pero como el "grupo del hierro" est� en el pico de la curva de energ�a de enlace, la fusi�n de los elementos por encima del hierro, absorbe una gran cantidad de energ�a. (El nucleido ⁶²Ni es el nucleido m�s estrechamente ligado, pero no es ni de lejos tan abundante como el ⁵⁶Fe en los n�cleos estelares, por lo que el estudio astrof�sico se centra en general en el hierro.) En realidad, el ⁵²Fe puede capturar un ⁴He para producir ⁵⁶Ni, pero este es el �ltimo paso en la cadena de captura de helio.

Dado un flujo de neutrones en una estrella masiva, los is�topos m�s pesados, pueden ser producidos por captura de neutrones. Los is�topos producidos de este modo son generalmente inestables, por lo que hay un equilibrio din�mico que determina si se produce cualquier ganancia neta en el n�mero de masa. Las probabilidades para la creaci�n de is�topos se expresa por lo general en t�rminos de una "secci�n eficaz" para tal proceso, y resulta que hay una secci�n eficaz suficiente para la captura de neutrones y crear is�topos hasta el bismuto-209, el m�s pesado conocido is�topo estable. La producci�n 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 astr�nomos como el "proceso-s", por la captura "slow" (lenta) de neutrones.

Para is�topos m�s pesados que el ²⁰⁹Bi, el proceso-s no parece funcionar. La opini�n actual es que deben ser formados en las explosiones catacl�smicas conocidas como supernovas. En la explosi�n supernova, se produce un gran flujo de neutrones energ�ticos y los n�cleos bombardeados por estos neutrones acumulan a la vez una unidad de masa, produciendo n�cleos pesados. Este proceso aparentemente se desarrolla muy r�pidamente en la explosi�n de la supernova, y se llama "proceso-r" por "captura de neutrones r�pidos". Cadenas de acumulaci�n que no son posibles a trav�s del proceso-s ocurren muy r�pidamente con el proceso-r, tal vez en cuesti�n de minutos, debido a que los productos intermedios no tienen tiempo para decaer.

Estos n�cleos con grandes excesos de neutrones, simplemente se desintegrar�an de nuevo en n�cleos m�s peque�os, si no fuera por el gran flujo de neutrinos, que hacen posible la conversi�n de neutrones a protones a trav�s de la interacci�n d�bil en los n�cleos. A la izquierda est� el diagrama de Feynman para la interacci�n de neutrinos con un neutr�n, que causa una transmutaci�n en un prot�n y un electr�n.

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

"Metales" Para un Astr�nomo

Es una pr�ctica com�n para los astr�nomos, referirse a toda la colecci�n de elementos m�s pesados que el helio como "metales". Puesto que la gran mayor�a de los �tomos en el universo son �tomos de hidr�geno o helio, esto ha sido una conveniente tradici�n. Las estrellas pueden ser clasificadas de acuerdo a su "metalicidad" o contenido de �tomos pesados. Debido a que la s�ntesis nuclear se produce en las estrellas y se puede distribuir al espacio al final de la vida de las estrellas, las estrellas m�s j�venes pueden haber recogido algunos de esos contenidos de las estrellas anteriores, y por lo tanto ser m�s rica en metales. La metalicidad se indica a veces con el s�mbolo Z, y se han encontrado estrellas j�venes de poblaci�n I con metalicidad tan alta como Z = 0,03. Si se encuentra una estrella "pobre en metal", se toma como una indicaci�n de que la estrella es vieja, habi�ndose formado antes de que la finalizaci�n de las vidas de otras estrellas hubieran distribuido el material de fondo que contiene elementos pesados.