MERGING NEUTRON STARS

No siempre la muerte de las estrellas termina en una supernova. En ocasiones la estrella colapsa hasta tener un tamaño de aproximadamente 10 kilómetros de radio, con una masa que duplica a la de nuestro vecino Sol, y en la que una cucharadita de materia puede llegar a pesar 5.000 millones de toneladas. Todo esto, mientras gira hasta 40.000 vueltas por minuto. En un objeto de estas características la materia está compuesta principalmente por neutrones y unos pocos protones y electrones en la superficie. Y, cuando dos de estas estrellas de neutrones chocan y se fusionan, provocan no solo ondulaciones del espacio-tiempo, conocidas como ondas gravitacionales, sino que también producen una potente explosión de rayos gamma. Como consecuencia, parte del material que las forma sale despedido a gran velocidad, dando lugar entonces a otros elementos pesados. El proceso mediante el cuál estos elementos más pesados se forman se llama proceso R. El proceso R consiste en la absorción muy rápida de neutrones por núcleos atómicos.

El proceso R (de rápido) es un proceso de captura neutrónica para elementos que se da en condiciones de alta temperatura y alta densidad neutrónica . En el proceso R los núcleos son bombardeados por un elevado flujo de neutrones para crear núcleos muy inestables con gran cantidad de neutrones que decaen muy rápidamente para formar núcleos estables pero muy ricos en neutrones.

Este proceso implica una sucesión de capturas de neutrones rápidos (de ahí el nombre) por núcleos de semillas pesados, que típicamente comienzan con ⁵⁶Fe. Las capturas deben ser rápidas en el sentido de que el núcleo no tiene tiempo de sufrir una desintegración radiactiva antes de que llegue otro neutrón para ser capturado. Por lo tanto, el proceso R ocurre en lugares donde hay una alta densidad de neutrones libres. Estos incluyen el material expulsado de una supernova de colapso del núcleo (como parte de la nucleosíntesis de la supernova) y el choque de estrellas de nuetrones. La contribución relativa de estas y otras fuentes a la abundancia astrofísica de los elementos del proceso R es una cuestión de investigación en curso. Observaciones recientes han llevado a los astrónomos a cuantificar el "peso" que las supernovas y la fusión de estrellas de neutrones tienen en el origen de los elementos químicos más pesados de la manera en que se muestra en la tabla periódica objeto de este trabajo