La captura d’electrons pel neó provoca el col·lapse d’una estrella i una supernova

Un equip internacional d’investigadors ha esbrinat que el neó en el cor de certes estrelles massives pot endegar un procés anomenat captura d’electrons per part de nuclis atòmics, que fa que l’estrella es col·lapsi fins a convertir-se en una estrella de neutrons, tot produint una explosió supernova d’un tipus especial que s’anomena, precisament, supernova de captura d’electrons.

Els investigadors es van interessar en estudiar el destí final d’estrelles d’un rang de massa de 8 a 10 masses solars, és a dir de vuit a deu vegades la massa del Sol. Es creu que aquest rang de masses separa el llindar entre estrelles que arriben a col·lapsar el seu nucli fins a la crema del silici en níquel per acabar experimentant una explosió supernova i formar una estrella de neutrons, i estrelles de massa més petita que no aconsegueixen continuar les reaccions de fusió nuclear fins a arribar al silici i al níquel, i formen només una estrella nana blanca que pot aguantar el seu propi pes sense col·lapsar-se ni provocar una supernova.

Tot i això, es creu que en l’estret interval de massa de 8 a 10 masses solars, el destí final de les estrelles pot ser el de provocar una supernova per un mecanisme una mica diferent, que consisteix en la captura d’electrons per part dels nuclis de neó i magnesi en comptes de la fusió nuclear fins a arribar al níquel.

Figura 1: Il·lustració d’un artista representant la captura d’electrons per part de nuclis de neó com si un peix es mengés els electrons dins l’estrella.
(Crèdit / Font: Kavli IPMU / phys.org )

Una estrella de vuit a deu masses solars arriba a formar habitualment un nucli compost per oxigen, magnesi i neó (figura 2). Com totes les nanes blanques, el nucli s’aguanta per la pressió dels electrons degenerats, que és la pressió dels electrons de la matèria ordinària quan estan confinats a una gran densitat molt més alta que la densitat dels àtoms. Les nanes blanques arriben fins a unes enormes densitats, tals que la matèria entaforada en el volum d’un pèsol arriba a contenir moltes tones de massa. A aquesta densitat, l’enorme pressió dels electrons degenerats és la que sosté el pes de l’estrella contra el col·lapse al que altrament l’induiria la seva pròpia gravetat.

A mesura que la densitat d’electrons es va fent més alta, alguns electrons poden arribar a ser capturats pels nuclis de magnesi i després pels de neó, en un procés que combina un electró amb un dels protons del nucli per transformar-lo en un neutró, anomenat captura d’electrons per part dels nuclis.

Això forma nuclis de magnesi i neó amb excés de neutrons, que serien inestables en les condicions habituals del nostre entorn, però esdevenen estables a l’interior d’una nana blanca on el neutró només podria tornar a convertir-se en protó si pogués emetre un electró, i es troba que no pot emetre’l perquè tots els estats en què podria deixar anar aquest electró estan completament ocupats atesa l’enorme pressió electrònica.

La situació és anàloga a una persona que té una pilota de tenis a la mà i vol llançar-la. Normalment això no presenta cap dificultat, però si aquesta persona està totalment rodejada d’altres pilotes de tenis, es trobarà que si intenta llançar la que té agafada constantment li rebota amb les altres i sempre es queda amb alguna pilota a la mà.

Estudis anteriors han confirmat que el magnesi i el neó poden començar a capturar electrons un cop la massa del cor estel·lar s’acosta a la massa límit de Chandrasekhar, cosa que fa que la densitat central augmenti ràpidament. S’ha debatut si aquesta captura d’electrons podria canviar el llindar de massa per sobre del qual es pot produir el col·lapse cap a una estrella de neutrons. Un equip multi-institucional d’investigadors va estudiar l’evolució d’una estrella de 8.4 masses solars i va realitzar simulacions numèriques per trobar una resposta.

Usant dades recentment actualitzades de les taxes de captura d’electrons depenent de la densitat i temperatura, van simular l’evolució del nucli estel·lar per veure com la captura d’electrons per part dels nuclis de magnesi i principalment de neó en fa disminuir el nombre (figura 2).

Figura 2: (a) Un nucli d’una estrella conté oxigen, neó i magnesi. Una vegada la densitat del nucli és prou elevada, (b) el magnesi i el neó comencen a capturar electrons, i la disminució de la pressió electrònica indueix el col·lapse. (c) A continuació, s’inicia la crema d’oxigen i es produeixen nuclis més pesats del grup del ferro, que capturen més i més electrons per afavorir el col·lapse final del nucli. (d) Finalment, el nucli s’esfondra en una estrella de neutrons, que desprèn una gran energia i fa esclatar la capa exterior, produint una supernova.
(Crèdit / Font: Zha et al / phys.org)

La captura d’electrons, a més de reduir la pressió electrònica, també allibera calor. Quan la densitat central del nucli supera uns 10^{10} g / cm³, l’oxigen al nucli comença a fusionar-se en nuclis més massius com el ferro i el níquel. La temperatura arriba a ser tan calenta que els protons poden alliberar-se, capturant encara més electrons per convertir-los en neutrons lliures. Finalment, la densitat és tan alta que el nucli s’ensorra sense produir una fusió dels nuclis fins al níquel i explosió termonuclear, però provocant igualment una explosió supernova pel mecanisme de la captura d’electrons a alta densitat.

Amb les noves taxes de captura d’electrons, s’ha descobert que la crema d’oxigen es pot produir de forma asimètrica, desplaçada del centre. No obstant això, el col·lapse acaba formant una estrella de neutrons i provocant una explosió supernova, que s’anomena una supernova per captura d’electrons.

Estrelles dins un rang de massa de 8 a 10 masses solars podrien finalitzar la seva evolució com a nanes blanques compostes per oxigen-magnesi-neó si la pèrdua de massa des de les seves capes externes a causa de vents estel·lars és prou gran. Aquests vents estel·lars es produeixen al final de la vida de les estrelles, en les fases de gegantes roges en la branca asimptòtica. Si la pèrdua de massa pel vent és petita, en canvi, l’estrella pot acabar produint una supernova per captura d’electrons, tal com s’ha trobat a la simulació que han calculat aquests autors.

Figura 3: La nebulosa del Cranc, un romanent de la supernova SN 1054 (observada l’any 1054 per antics astrònoms de la Xina, el Japó i l’Arabia). 
Nomoto et al. (1982) va suggerir que SN 1054 podria ser causada per una supernova de captació d’electrons d’una estrella amb la massa inicial d’unes nou vegades el sol.
(Crèdit / Font: NASA, ESA, J. DePasquale (STScI) i R. Hurt (Caltech / IPAC) / phys.org)

(Autor / Font: University of Tokyo / phys.org)

Comparteix!