viernes, 11 de noviembre de 2011

Recreando la captura estelar de electrones

Ahora se pueden determinar en froma experimental las tasas de captura de electrones en núcleos inestables, proporcionando información crucial para las simulaciones del colapso de una estrella.

Figura 1 Esquema de las transiciones nucleares involucradas en la captura de electrones y su inversa (emisión), en un núcleo de níquel-56, lo cual resulta en un núcleo de cobalto-56 (un protón menos) o de cobre-56 (un protón más), respectivamente. Las transiciones entre los estados de una partícula que se muestra aquí es una representación simplificada del actual proceso de muchos cuerpos. EPA / Carin Caín.

Las escalas de energía involucradas en la captura de electrones por los núcleos en una estrella son muy diferentes a las de los átomos. Mientras que estos últimos pueden ser estudiados en un experimento sobre una mesa de laboratorio, se necesitan grandes instalaciones para explorar este proceso nuclear fundamental. Ahora, un equipo de científicos (Sasano et al.) trabajando en el Laboratorio Nacional del Ciclotrón Superconductor de la Universidad Estatal de Michigan ha medido un importante proceso de captura de electrones en el níquel-56, que ayudará a mejorar las simulaciones de la evolución estelar en las últimas etapas de la combustión. Los resultados, publicados en Physical Review Letters, resuelven un importante debate sobre el mejor modelo de la estructura nuclear para tales simulaciones y representa la primera implementación de una técnica que puede aplicarse en instalaciones de haces de iones radiactivos, que actualmente están siendo planificadas en todo el mundo.

Al final de sus etapas de quemado de combustible, la estructura de una estrella masiva se asemeja a las capas de una cebolla: la combustión nuclear sigue teniendo lugar en las capas exteriores, mientras que el núcleo central no tiene ninguna fuente de energía nuclear para sostenerse contra el colapso gravitatorio. La composición del núcleo central de la estrella está hecho de núcleos -inicialmente en el rango de masa de hierro-níquel- y electrones. Mientras que los núcleos de los átomos constituyen la mayor parte de la masa del núcleo central (alrededor de 1,5 veces la masa del Sol), son los electrones, que forman un gas relativista y degenerado, los que proporcionan la presión exterior contra el colapso gravitatorio. Con el aumento de la densidad y la temperatura, la energía de Fermi de este gas de electrones crece, alcanzando el orden de los MeV y más alto que eso aún, durante los segundos finales del colapso.

A energías tan altas, la fuerza nuclear débil permite a los protones de los núcleos capturar electrones del gas y convertirse en neutrones, emitiendo neutrinos en el proceso. Esta conversión reduce la presión de degeneración de electrones y la temperatura del núcleo central de la estrella, ya que los neutrinos pueden, en la fase inicial del colapso, salir de la estrella sin obstáculos y llevarse la energía. Ambos efectos aceleran el colapso, dando lugar a una supernova de tipo II. Como consecuencia del cambio de los protones en neutrones, la composición nuclear de la estrella también cambia, quedando definitivamente dominada por núcleos inestables ricos en neutrones en la última etapa de su colapso.

La simulación de este proceso requiere del ingreso de datos confiables de las reacciones nucleares relevantes. A las temperaturas finitas que se presentan en las estrellas, los núcleos existen como un conjunto termal. Estos estados térmicos poblados tienen tiempos de vida demasiado cortos como para que la captura de electrones pueda ser medida experimentalmente, por lo que el proceso tiene que ser modelado. Bajo condiciones estelares, las capturas de electrones suelen estar dominadas por las llamadas transiciones de Gamow-Teller (GT +), en las que un protón se transforma en un neutrón y, para conservar el momento angular, el spin del nucleón puede cambiar en una unidad, el valor total transportado por el electrón capturado y el neutrino emitido. En este proceso, las transiciones GT + conectan el estado padre a muchos estados hija posibles. Para la correcta reproducción de esta "fragmentación" en muchos estados finales (lo cual es llamado la función de la fuerza de GT) se requiere una descripción precisa de las correlaciones entre los nucleones. Los cáculos del modelo de capas nuclear hacen esto mediante la inclusión de una interacción residual, que representa las correlaciones entre los protones y neutrones que ocupan estados bien definidos de una sola partícula. Los cáculos del modelo de capas reproducen muy bien las funciones de la fuerza de GT y el espectro de baja energía de los núcleos en el rango de masas de hierro-níquel, proveyendo la necesaria entrada de captura de electrones para el final de la evolución estelar y el colapso del núcleo como supernova, con un impacto importante en la temperatura, la composición y tamaño del núcleo de hierro colapsado.

Los cálculos en base al modelo de capas tienen que ser verificados con las medidas actuales de las distribuciones del estado fundamental GT + . Níquel-56, un isótopo inestable de níquel, con una vida media de seis días, es una prueba importante. Este isótopo se dice que es doblemente mágico, porque ocho protones y ocho neutrones llenan las capas externas, representando una configuración relativamente estable. En un proceso de captura de electrones, un protón de la capa exterior se transforma en un neutrón en la misma energía de la capa (Fig. 1). Los primeros trabajos predecían que debido a que el níquel-56 es doblemente mágico, tendría una diferente distribución de GT que para la mayoría de los otros núcleos, es decir, a pesar de la fuerte correlación entre los nucleones, la fuerza de GT se esperaba que residiera principalmente en una fuerte transición en lugar de estar fragmentada en muchos estados. Sin embargo, un modelo más reciente, que incluye una novel interacción residual predice que la fuerza de la transición GT en el níquel-56 está fragmentada, como en otros núcleos en su gama de masas.

La medición de Sasano et. al. de la distribución GT de níquel-56 ahora resuelve la disparidad entre las diferentes predicciones. En el experimento, ellos bombardean un blanco de hidrógeno con un haz de núcleos de níquel-56. El hecho es que esta información de configuración de los rendimientos de captura de electrones, hace uso de dos relaciones importantes. En primer lugar, la fuerza de GT + y de la transición inversa, GT -, donde un neutrón se transforma en un protón, son casi la misma para los núcleos con igual número de protones y neutrones, como el níquel-56. Así que, de hecho, el grupo mide la distribución GT-. En segundo lugar, la fuerza de GT - es proporcional, dentro de una constante de normalización y bajo ciertas condiciones de dispersión, a la sección transversal de un núcleo (en este caso del níquel) para absorber un protón (y para emitir un neutrón). La relación es casual, ya que a pesar de que ambos procesos tienen los mismos estados nucleares inicial y final, el último proceso es gobernado por la interacción nuclear fuerte, mientras que la captura de electrones es un proceso de interacción nuclear débil. Técnicas similares han sido ampliamente utilizadas para medir las transiciones GT en núcleos estables, pero para estudiar el mismo proceso en un núcleo inestable como el níquel-56 se requiere un cambio de objetivo y de proyectil, que sólo es posible en una instalación que pueda acelerar núcleos radiactivos pesados.

La medición muestra que la fuerza de GT está fuertemente fragmentada en muchos estados en el núcleo hijo. De hecho, los datos están de acuerdo muy bien, excepto por un cambio de energía total de alrededor de 0.5MeV, con la predicción de la nueva interacción residual del modelo de capas.

Como una prueba de principio, el trabajo de Sasano et al. demuestra que hay una técnica experimental que puede medir la distribución de la fuerza GT- de los isótopos inestables, un método que entrará en juego en la próxima generación de instalaciones de haces de iones radiactivos. Las distribuciones GT- no limitan directamente las tasas de captura de electrones, pero son relevantes para la determinación de las vidas medias, las tasas de emisión de neutrones retardados en la desintegración beta o las secciones transversales de neutrinos inducidos, como son necesarias en las simulaciones del rápido proceso astrofísico de captura de neutrones que se cree que juega un papel importante en la síntesis de los elementos más pesados.

Las tasas astrophysicas de captura de electrones para el níquel-56 derivan de los cálculos del modelo de capas con las dos interacciones residuales diferentes que difieren hasta en un 30%. Este es probablemente un efecto demasiado pequeño para tener un impacto significativo en la evolución estelar tardía, pero tiene que ser testeado en las simulaciones. Además, los datos de Sasano et al. son una restricción importante para mejorar sistemáticamente mejorar las estimaciones del modelo de capas por las tasas de captura de otros núcleos en el rango de masas de hierro-níquel que están presentes en el núcleo de una estrella en colapso.

Por último, será interesante comparar la distribución de GT para el níquel-56 con la de su hermana más pesada, tin-100 (isótopo inestable). Desde el punto de vista del modelo de capas, ambos núcleos son bastante similares, sólo diferentes por una cáscara mayor. Para tin-100, los cálculos del modelo de capas predicen que la fuerza de GT reside en un solo estado, que, a diferencia de níquel-56, es accesible en la desintegración de interacción débil (beta). Esta predicción ha sido probada en un experimento de desintegración beta realizada en el GSI, la instalación de iones pesados en Darmstadt, Alemania. Los datos están siendo analizados. El experimento de Sasano et al.es un ejemplo interesante de los nuevos conocimientos de la estructura nuclear que se pueden esperar de la próxima generación de instalaciones de haces de iones radiactivos. Una mayor confianza en las entradas para las simulaciones astrofísicas marcará el comienzo de una nueva era en la astrofísica nuclear.

Fuente:
Viewpoint: Recreating a Stellar Electron Catch. Physics.

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