La física nuclear de las estrellas que explotan

• Título: Direct measurement of astrophysically important resonances in ³⁸K(p,γ)³⁹Ca (link)
• Autores: G. Christian, G. Lotay, C. Ruiz et al.
• Institución del primer autor: Cyclotron Institute, and Nuclear Solutions Institute, Texas A&M University, TRIUMF, Canada, y University of Surrey, United Kingdom.
• Estado: Aceptado para publicaicón en Phys. Rev. C, Acceso abierto en ArXiv
• Astrobites original : The Nuclear Physics of Exploding Stars por Sara Ayoub (invitada).

Esta publicación fue escrita por Sara Ayoud autora invitada, estudiante de doctorado de la Universidad del estado de Michigan y del Laboratorio Nacional de Ciclotrón Superconductor (NSCL, por sus siglas en Inglés). Su trabajo se centra en los experimentos de física nuclear que responden a las preguntas acerca del origen de los elementos químicos en el Universo y a esclarecer cómo ocurre la  nucleosíntesis explosiva en sitios como novas y brotes de rayos X. Ella actualmente está ayudando a probar y comisionar el Separador de Reacciones por Captura (SECAR, por sus siglas en inglés), un nuevo separador de retroceso para las instalaciones del MSU para haces de isótopos raros (FRIB) optimizado para las mediciones de reacciones de captura de baja energía de importancia para la astrofísica nuclear. 

Las novas clásicas se observan comunmente en nuestra galaxia. Estos poderosos eventos ocurren cuando una enana blanca en un sistema binario acreta material de una compañera de secuencia principal rica de hidrógeno hasta que las temperaturas y densidades son lo suficientemente altas como para activar una combustión termonuclear explosiva sobre la superficie de la enana blanca. Sabemos bastante sobre estos objetos, pero algunas cosas aún no encajan en nuestros cálculos.

Por primera vez, este artículo utiliza experimentos – reacciones nucleares reales realizadas en un laboratorio – para ayudar a enfrentar algunos de estos problemas.

Investigando reacciones nucleares en novas

Con el fin de entender estas explosiones, los astrofísicos nucleares computacionales las modelan utilizando redes de reacciones complejas que, usando parámetros inicial tales como la masa y la composición, dan las abundancias finales de los núcleos producidos por la nova. Aunque somos capaces de modelar la estructura y dinámica de estos eventos explosivos, aún se predicen abundancias finales que no están de acuerdo con lo que se observamos en sus espectros. Aquí es dónde necesitamos experimentos.

Una causa probable de este desacuerdo son los datos de reacciones nucleares utilizados en los modelos. Las tasas estelares (el número de reacciones que ocurren en un cm³ por segundo por mol) de las reacciones que ocurren durante la explosión son una entrada importante ya que ellas determinan cómo la abundancia de cada núcleo evoluciona con el tiempo.

La mayoría de las tasas de reacción importantes en una nova no han sido medidas experimentalmente, y solamente se estiman a partir de modelos estadísticos. Esto en cambio introduce grandes incertidumbres en las predicciones de nucleosíntesis en los modelos. Por tanto, necesitamos tener mediciones precisas derivadas experimentalmente de las tasas.

En 2002, Iliadis et al. variaron 64 tasas de reacciones nucleares dentro de sus (usualmente grandes) incertidumbres, y estudiaron sus efectos sobre 7 diferentes modelos de novas. Se encontró que la captura del protón de ³⁸K, que produce ³⁹Ca, tiene una significativa influencia sobre la produción de Ar, K y Ca. Estos elementos varían por factores de hasta 60. Dado que esta tasa fue estimada enteramente por modelos estadísticos, esto motivó a los autores de este artículo a proporcionar por primera vez mediciones experimentales.

Primeras mediciones directas de captura de potasio

El artículo introduce por primera vez medidas directas de la tasa de captura de protones sobre el isótopo de potasio, ³⁸K. Es importante notar que el  ³⁸K es radiactivo, y para medir directamente la captura de protones a esta masa con un isótopo radiactivo, necesitamos un haz golpeando un objetivo hecho de protones (gas de hidrógeno). Esto es exactamente por lo que los autores utilizan el TRIUMF, centro nacional de acelerador de partículas de Canada, que se especializa en producir haces de partículas extremadamente intensos.

Un haz de ³⁸K fue acelerado a energías correspondientes a la temperatura de una nova (4 x 10⁸ K), hacia un objetivo de gas de hidrógeno, donde algunos núcleos de potasio capturaron un protón y produjeron ³⁹Ca. Estos  eventos de captura muy raros fueron detectados con la ayuda de un ”separador de retroceso” llamado DRAGON (por sus siglas en inglés), el Detector de Retroceso y Reacciones nucleares Gamma). DRAGON actúa sobre el haz y los productos de reacción como un prisma actúa sobre la luz blanca. Los elementos magnéticos y electrostáticos de los que se compone DRAGON separan las pequeñas cantidades de ³⁹Ca producidas (los retrocesos) de la gran cantidad de partículas del haz de ³⁸K que no han reaccionado. Esto permite detectarlos y, por lo tanto, derivar directamente la velocidad de la reacción.

Figura 1. El separador de retroceso DRAGON en TRIUMF.

¡Los resultados obtenidos reducen la incertidumbre en las tasas de un factor de 10⁴ a un factor de cerca de 40! Esto representa una reducción enorme (20:1) en nuestra incertidumbre acerca de cómo funciona la captura de protones en potasio.

Utilizando estos nuevos límites de la incertidumbre en el mismo estudio de sensibilidad previamente realizados por Iliadis et al., se encontró que el efecto de esta tasa sobre la producción de Ar, K y Ca fue reducido a un factor de 15 o menor. Estos resultados indican que esta reacción no es una fuente probable de cantidades significativamente aumentadas de Ar, K y Ca, relativas a las abundancias solares. Esto significa que la sobreproducción de Ar y Ca observada en los espectros del material eyectado por la nova… permanece sin explicar. Por lo tanto, es crucial realizar estudios de sensibilidad más rigurosos que puedan conducir a nuevos experimentos y a cálculos de modelos y a posibles problemas con las observaciones.

Figura 2. Nuevos cálculos de las tasas astrofísicas de captura del ³⁸K (eje x) frente al rango de temperaturas superficiales de novas clásicas (eje y). Las tres líneas punteadas que se muestran son las energías de resonancia utilizadas en los cálculos que contribuyen más a la tasa, mientras que la suma establece un límite superior. Y para comparación, la tasa de Iliadis et al., junto con la banda de incertidumbre asociada, se muestra en azul. (Figura 5 de Christian et al.)