La creación de las estrellas y del Universo. La nucleosíntesis estelar; Fowler.

El 9 de agosto de 1911, nacía el físico estadounidense William Alfred “Willie” Fowler (Pittsburgh, EUA, 9 de agosto de 1911 – Pasadena, 14 de marzo de 1995) galardonado con el Premio Nobel de Física en 1983, por sus aportaciones a la nucleosíntesis estelar y del Universo.

Fowler efowlerstudió física en la The Ohio State University y consiguió el doctorado en física nuclear en el Instituto Tecnológico de California.

La publicación en 1957 de su artículo Synthesis of the Elements in Stars, realizado con Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge y Fred Hoyle, consiguió explicar como la abundancia de todos los elementos químicos en las estrellas podían ser explicados por el proceso de nucleosíntesis.

Fowler ganó el Henry Norris Russell Lectureship de la Sociedad Astronómica Americana en 1963, la medalla Eddington en 1978, la medalla Bruce en 1979 y, finalmente en 1983, fue galardonado con el Premio Nobel de Física por sus estudios sobre los procesos importantes en la estructura y evolución de las estrellas, premio que compartió con el físico indio Subrahmanyan Chandrasekhar.

Fowler murió en su residencia de Pasadena, situada en el estado de California, el 14 de marzo de 1995.

La nucleosíntesis es el proceso de creación de nuevos núcleos atómicos a partir de los nucleones preexistentes (protones y neutrones) para llegar a generar el resto de los elementos de la tabla periódica. Los nucleones primigenios preexistentes se formaron a partir del plasma de quarks-gluones del Big Bang cuando se enfrió por debajo de los diez millones de grados, este proceso se puede llamar nucleogénesis, la generación de nucleones en el Universo. La consecuente nucleosíntesis de los elementos (incluyendo, por ejemplo, todo el carbono y todo el oxígeno) ocurre principalmente en el interior de las estrellas por fusión o fisión nuclear.

Las primeras ideas fueron que los elementos químicos se crearon al principio del Universo, pero no se encuentra ninguna imagen adecuada. Arthur Stanley Eddington sugirió por primera vez en 1920 que las estrellas obtenían su energía por la fusión de hidrógeno en helio, pero esta idea no fue aceptada de manera general porque carecía de mecanismos nucleares. Hans Bethe fue el primero en proporcionar estos mecanismos nucleares por los que el hidrógeno se fusiona en helio en los años inmediatamente a la Segunda Guerra Mundial.

fowler3Pero ninguno de estos primeros trabajos del poder estelar abordaron el origen de los elementos más pesados que el helio. El trabajo original de Fred Hoyle sobre la nucleosíntesis de los elementos pesados en las estrellas ocurrió justo después de la Segunda Guerra Mundial. Este trabajo aborda la producción de elementos más pesados que el hidrógeno en las estrellas durante la evolución nuclear de su composición.
Consecuentemente, el panorama de Hoyle fue expandido durante los años 1960 por las contribuciones creativas de William A. Fowler, Alistair G. W. Cameron y Donald D. Clayton, y por muchos otros a partir de entonces. Un artículo de revisión de 1957 de E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, Fowler y Hoyle se convirtió en un referente obligado para los temas de la ciencia, al resumir lo que se conocía hasta entonces, permitiendo que el conocimiento estuviera al alcance de la mano con solo leer una reseña en una revista prominente.

Hay varios procesos astrofísicos que se piensa que son los responsables de la nucleosíntesis en el Universo. La mayoría de éstos ocurren en la materia caliente dentro de las estrellas. Los sucesivos procesos de fusión nuclear que ocurren dentro de las estrellas son conocidos como la “quema” de hidrógeno (vía la cadena protón-protón) o el ciclo CNO, a la fusión del helio, a la combustión del carbono, a la combustión del neón, combustión del oxígeno y a la combustión del silicio. Estos procesos pueden crear elementos como el hierro o el níquel en la región en que los isótopos tienen la energía de enlace por nucleón más alta. Los elementos más pesados se pueden ensamblar dentro de las estrellas por el proceso de captura de neutrones conocido como el proceso s o en un entorno explosivo, como el de las supernovas mediante varios procesos. Algunos de los más importantes son el proceso r que provoca las capturas rápidas de neutrones, el proceso rp que provoca las capturas rápidas de protones y el proceso p (algunas veces conocido como proceso gamma) que provoca la fotodisgregación de los núcleos existentes.

fowler4La nucleosíntesis del Big Bang ocurrió en los primeros tres minutos del Universo y es responsable de las relaciones de abundancia del H-1 (protio), H-2 (deuterio), He-3 y He-4, en el Universo. Aunque el He-4 continúa siendo producido por otros mecanismos (como la fusión estelar y la descomposición alfa) y ciertas cantidades de H-1 se siguen produciendo por escamado y ciertos tipos de descomposición radiactiva (emisión de protones y neutrones). Gran parte de la masa de estos isótopos en el Universo y todas las cantidades insignificantes de He-3 y deuterio producidas por procesos raros (como la descomposición de racimos), se piensa que fueron producidas en el Big Bang. Los núcleos de estos elementos, junto con algunos de Li-7 se cree que se formaron cuando el Universo tenía entre 100 y 300 segundos, después de que el plasma quark-gluón primigenio se congelara para formar protones y neutrones. Debido al periodo tan corto en que ocurrió la nucleosíntesis del Big Bang antes de ser parada por la expansión y el enfriamiento, no se pudo formar ningún elemento más pesado que el litio. Los elementos formados durante este periodo estaban en estado de plasma y no se pudieron enfriar al estado de átomos neutros hasta mucho después.

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Publicado el 9 agosto, 2015 en Astrofísica, Astronomía, Física. Añade a favoritos el enlace permanente. Deja un comentario.

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