Al principio había muchísimo hidrógeno y helio, hasta que los ardientes hornos de fusión de las estrellas primordiales comenzaron a producir elementos más pesados. La fusión nuclear puede formar elementos hasta que un átomo contenga 26 protones y 30 neutrones (también conocido como Hierro) hasta que inevitablemente colapse. Por supuesto, sólo hay un problema. Si últimamente has echado un vistazo a una tabla periódica, hay muchos más elementos con masas atómicas mucho más allá del hierro. Entonces, ¿qué pasa?
Resulta que hay otro proceso de producción de elementos en funcionamiento, y se llama captura neutrónica o nucleosíntesis. Este proceso se divide en dos tipos diferentes, que se denominan proceso rápido de captura de neutrones (proceso r) y proceso lento de captura de neutrones (proceso s), y cada uno de ellos es responsable de crear aproximadamente la mitad de los elementos conocidos más allá del hierro. Como sugieren sus nombres, estos procesos ocurren en entornos muy diferentes. El proceso R requiere una alta densidad de neutrones libres (piensa en fusiones de estrellas de neutrones o colapsos de supernovas), mientras que el proceso s ocurre en estrellas asintóticas de rama gigante (AGB) y posibles estrellas masivas pobres en metales a través de la desintegración radiactiva.
Pero como ocurre con la mayoría de las cosas en astrofísica, las cosas no son blancas o negras. En 1977, los científicos propusieron un tercer proceso, conocido como proceso intermedio (proceso-i), que existe entre los procesos r y s. La idea se desvaneció con el tiempo, pero ha recuperado el foco en los últimos años debido al enigma conocido como estrellas r/s pobres en metales mejoradas con carbono (CEMP), que producen abundancia de carbono y elementos pesados asociados con ambos procesos. Ahora, un nuevo estudio de la Universidad de Wisconsin-Madison investiga cómo funcionaría exactamente ese proceso i, y la solución a este gran misterio gira hacia el muy pequeño mundo cuántico.
«Cuando se produce el colapso de una supernova, se comienza con una estrella grande, que está unida gravitacionalmente, y esa unión tiene energía», explicó Baha Balantekin de UW-Madison, coautor de un artículo sobre el proceso i publicado en The Astrophysical Journal, en un comunicado de prensa. Si bien el proceso i es un hijo intermedio de la nucleosíntesis, un aspecto que comparte con el proceso r es que solo ocurre en condiciones igualmente violentas. “Cuando colapsa, esa energía tiene que ser liberada, y resulta que esa energía se libera en neutrinos”.
Cuando esos neutrinos experimentan un entrelazamiento cuántico debido a las interacciones en una supernova, el proceso i puede tomar el control y producir elementos pesados. Este entrelazamiento significa que los dos neutrinos se «recuerdan» entre sí sin importar cómo están de lejos. Utilizando tasas bien conocidas de captura de neutrones, catálogos de espectros atómicos de varias estrellas y datos sobre la producción de neutrinos a través de supernovas, el equipo realizó simulaciones simplificadas (después de todo, las supernovas producen 10 ^ 58 neutrinos) y llegó a diferentes abundancias dependiendo de si estos neutrinos estaban enredados o no.
«Tenemos un sistema de, digamos, tres neutrinos y tres antineutrinos juntos en una región donde hay protones y neutrones y veremos si eso cambia algo en la formación de elementos», dice Balantekin. “Calculamos las abundancias de elementos que se producen en la estrella, y ves que los casos entrelazados o no entrelazados dan abundancias diferentes”.
Hay algunas cosas acerca de esta hipótesis que aún deben ser probadas; la principal de ellas es que las interacciones neutrino-neutrino son en gran medida hipotéticas en este momento. Sin embargo, este nuevo proceso podría ayudar a explicar mejor cómo algo surgió de la nada.
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