Processo r: differenze tra le versioni

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[[Immagine:Rapid neutron capture.svg|right|thumb|280pxupright=1.3|Nucleosintesi di nuclei ricchi di neutroni attraverso il processo di cattura rapida di neutroni.]]

Il '''processo r''' è un processo di [[Nucleosintesi stellare|nucleosintesi]] che solitamente si verifica all'interno del nucleo di una [[supernova]], ed è responsabile della creazione di circa la metà dei [[nucleo atomico|nuclei atomici]] ricchi di [[neutrone|neutroni]] che sono [[Metalli pesanti|più pesanti del ferro]]. Il processo comporta una successione di [[Cattura neutronica|catture neutroniche]] ''rapide'' (da cui il nome '''processo r''') mediante [[Nucleo seme|nuclei semesemi]] pesanti, tipicamente ⁵⁶Fe o altri isotopi pesanti più ricchi di neutroni.

L'altro meccanismo predominante per la produzione di elementi pesanti è il [[Processo S]], che induce la nucleosintesi per mezzo di catture ''lente'' (''slow'' in [[Lingua inglese|inglese]]) di neutroni, che avvengono principalmente nelle stelle appartenenti al [[ramo asintotico delle giganti]]. Il ''processo s'' è un processo ''secondario'', nel senso che richiede isotopi pesanti preesistenti come nuclei seme da convertire in altri nuclei pesanti.

Presi insieme questi due processi sono responsabili della maggior parte dell'[[Nucleosintesi stellare|evoluzione chimica galattica]] degli elementi più pesanti del ferro.

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L'esistenza di una qualche forma di cattura rapida dei neutroni cominciò ad emergere nel 1956, risultando necessaria per spiegare le abbondanze relative di elementi pesanti riscontrate in una tavola delle [[Abbondanza chimica|abbondanze]] appena pubblicata da [[Hans Suess]] e [[Harold Urey]]. Gli isotopi radioattivi devono catturare un altro neutrone più velocemente di quanto subiscano il [[decadimento beta]] al fine di creare i picchi di abbondanza nel [[germanio]], nello [[xeno]] e nel [[platino]]. Secondo il [[Modello nucleare a shell|modello nucleare a guscio]], i nuclei [[Radioattività|radioattivi]] che decadrebbero negli [[isotopi]] di questi elementi hanno gusci neutronici vicino alla [[linea di sgocciolamento nucleare]], dove non possono essere aggiunti ulteriori neutroni. Quei picchi di abbondanza creati mediante [[cattura neutronica]] rapida implicavano che altri nuclei potevano essere spiegati da tale processo. Questo processo di cattura neutronica rapida negli isotopi ricchi di neutroni è chiamato processo R (solitamente processo r). Una tavola che ripartisce gli isotopi pesanti fenomenologicamente tra il [[Processo S]] e il processo r fu pubblicata nel 1957 nel famoso articolo di rivista [[Articolo B2FH|B2FH]],<ref>{{cita pubblicazione | autore=E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler e F. Hoyle | anno=1957 | titolo=Synthesis of the Elements in Stars | rivista=[[Reviews of Modern Physics]] | volume=29 | numero=4 | pagine=p. 547 | doi= 10.1103/RevModPhys.29.547}} {{bibcode|1957RvMP...29..547B}}</ref> che diede il nome al processo e descrisse a grandi linee la fisica che ne sta alla base. L'articolo B2FH elaborò anche la teoria della [[nucleosintesi stellare]] e pose le basi concettuali per l'[[astrofisica nucleare]] contemporanea.

Il ''processo r'' descritto dall'[[articolo B2FH]] fu calcolato per la prima volta in funzione del tempo al Caltech da Phillip Seeger, [[William A. Fowler]] e [[Donald D. Clayton]],<ref>P. A. Seeger, W. A. Fowler e Donald D. Clayton, ''Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture'', Astrophys. J. Suppl, '''11''', pp. 121-66, (1965)</ref> che riuscirono a ottenere la prima stima accurata delle abbondanze del processo r e mostrarono la loro evoluzione nel tempo. Usando calcoli di natura teorica, essi furono anche in grado di ottenere una più precisa ripartizione quantitativa tra il processo s e il processo r nella tavola delle abbondanze degli isotopi pesanti, definendo in tal modo una curva più affidabile per le abbondanze degli isotopi del ''processo r'' di quanto era stato in grado di definire il B2FH. Oggi le abbondanze del processo r sono determinate usando la loro tecnica di sottrarre le abbondanze isotopiche del processo s, più affidabili, dalle abbondanze isotopiche totali e attribuendo la rimanenza alla nucleosintesi del processo r. Questa curva delle abbondanze del processo r (rispetto al peso atomico) assomiglia in modo soddisfacente ai calcoli delle abbondanze sintetizzate con il processo fisico.

La maggior parte degli isotopi ricchi di neutroni degli elementi più pesanti del [[nickelnichel]] sono prodotti, esclusivamente o in parte, dal decadimento beta di materiale altamente radioattivo sintetizzato durante il processo r mediante il rapido assorbimento, uno dopo l'altro, dei [[Neutrone|neutroni]] creati durante le esplosioni. La creazione di neutroni liberi mediante [[cattura elettronica]] durante il rapido collasso ad alta densità del nucleo della supernova, insieme alla costituzione di alcuni nuclei seme ricchi di neutroni, rende il processo r un ''processo primario''; vale a dire, un processo che può verificarsi perfino in una stella di H ed He puri, in contrasto con il [[B2FH]] che lo aveva definito come un ''processo secondario'' che richiede la preesistenza di atomi di ferro.

Le prove osservative dell'arricchimento delle stelle con il processo r, applicato all'evoluzione delle abbondanze della galassia delle stelle, furono esposte da James W. Truran nel 1981.<ref>J. W. Truran, ''A new interpretation of the heavy-element abundances in metal-deficient stars'', Astron. Astrophys., '''97''', pp. 392-93 (1981)</ref> Egli e molti astronomi successivi dimostrarono che la distribuzione delle abbondanze degli elementi pesanti nelle stelle più antiche povere di metalli corrispondeva a quella della forma della curva del processo r nel sole, come se la componente del ''processo s'' fosse assente. Questo si accordava bene con l'ipotesi che il ''processo s'' non fosse ancora incominciato nelle stelle giovani, dal momento che occorrono circa 100 milioni di anni di storia galattica per farlo iniziare. Queste stelle erano nate prima di quell'epoca, dimostrando che il ''processo r'' si genera immediatamente nelle stelle massicce in rapida evoluzione che diventano supernove. La natura primaria del ''processo r'' è confermata dall'osservazione degli spettri delle abbondanze in vecchie stelle nate quando la [[metallicità]] galattica era ancora piccola, ma conteneva nondimeno la loro porzione di nuclei da processo r.

Questo promettente scenario, benché generalmente sostenuto dagli esperti di supernove, deve ancora arrivare a un calcolo totalmente soddisfacente delle abbondanze derivanti dal processo r, perché il problema nel suo complesso è estremamente impegnativo dal punto di vista computazionale, anche se i risultati finora ottenuti sono incoraggianti.

Il processo r è responsabile della distribuzione naturale di elementi radioattivi, come l'uranio e il torio, nonché degli isotopi più ricchi di neutroni di ogni elemento pesante.

== Fisica nucleare ==

Immediatamente dopo la forte compressione degli elettroni in una supernova conin cui avviene il collasso del nucleo, il [[Decadimento beta#Descrizione|decadimento beta meno]] èsi bloccato. Questo èarresta, perché l'alta densità degli elettroni riempie tutti gli stati disponibili degliper gli elettroni liberi fino a un'[[Energia di Fermi|energia]] che è maggiore dell'energia del decadimento nucleare beta. Ma la cattura nucleare di quegliquesti elettroni liberi avvieneè ancora, attiva e laquesto causa una crescente neutronizzazione della materia (cioè il processo in cui protoni ed elettroni si fondono per formare un neutrone con l'emissione di un [[neutrino]]). Ne risulta una densità estremamente elevata deglidi elettronineutroni liberi che non possono decadere, producendoe ache lorodanno voltaconseguentemente luogo a un grande [[flusso neutronico]] (sulldell'ordine dei 10²² neutroni per cm² per secondo{{Citazione necessaria|datedata=August 2012}}) e alte [[Temperatura|temperature]]. QuandoIn questoseguito si riespandeall'espansione e siconseguente raffreddaraffreddamento del flusso, la [[cattura neutronica]] da parte dei nuclei pesanti ancora esistenti avviene molto più velocemente del [[Decadimento beta#Descrizione|decadimento beta meno]]. Di conseguenza, il '''processo r''' "corre insi alto"muove lungo la parte alta della [[linea di sgocciolamento nucleare]] e sonosi creaticreano nuclei ricchi di elettronineutroni altamente instabili.

Tre processi che interessano illa processorisalita disulla risalitaparte alta della linea di sgocciolamento nucleare sono: un notevole decremento della sezione trasversale della cattura neutronica nei nuclei con [[Modello nucleare a shell|gusci neutronici]] chiusi, il processo inibitorio della [[fotodisintegrazione]] e il grado di stabilità nucleare nella regione degli isotopi pesanti. Quest'ultimo fenomeno termina il processo r quando i suoi nuclei pesanti diventano instabili alla fissione spontanea, che si ritiene attualmente sia nella regione ricca di neutroni della [[tabella dei nuclidi]] quando il numero totale dei nucleoni si avvicina a 270{{Citazione necessaria|datedata=August 2012}}. Dopo che il flusso neutronico decresce, questi nuclei [[Radioattività|radioattivi]] altamente instabili subiscono una rapida successione di decadimenti beta finché non raggiungono i nuclei più stabili, ricchi di neutroni.<ref>Donald D. Clayton, ''Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis'', Mc-Graw-Hill (New York 1968), pp. 577-91, fornisce una chiara introduzione tecnica a queste caratteristiche. Più tecnico è il saggio citato precedentemente dadi Seeger ''et al.''</ref> Così, mentre il [[Processo S]] crea un'abbondanza di nuclei stabili che hanno gusci neutronici chiusi, il ''processo r'' crea un'abbondanza di nuclei circa 10 [[Unità di massa atomica|uma]] al di sotto dei picchi del processo s, come risultato del ritorno del decadimento verso la stabilità.{{Citazione necessaria|datedata=August 2012}}.

== Siti astrofisici ==

IlI sitositi maggiormentein ritenutocui candidatovi alè la più alta probabilità che si instauri il '''processo r''' sono le [[Supernova|supernove]] con collasso del nucleo (dalcioè puntoquelle dicon vista dello spettro,spettri di ''tipo Ib'', ''Ic'' e ''II''), che forniscono le condizioni fisiche necessarie per il processo r. Tuttavia, l'abbondanza dei [[Nucleo atomico|nuclei]] per il processo r comporta o che soltanto una piccola frazione delle supernove eiettino i nuclei per il processo r nel [[mezzo interstellare]], o che ogni supernova eietti soltanto una piccolissima quantità di materiale per il processo r. Una soluzione alternativa proposta recentemente<ref>Eichler, David; Livio, Mario; Piran, Tsvi; Schramm, David N., ''Nucleosynthesis, neutrino bursts and gamma-rays from coalescing neutron stars''. NATURE, 340, 126, 1989. [https://www.nature.com/nature/journal/v340/n6229/abs/340126a0.html]</ref><ref>Freiburghaus, C.; Rosswog, S.; Thielemann, F.-K., "''R-Process in Neutron Star Mergers". ''. The Astrophysical JournalììJournal, volume 525, n. 2, pp. L121-L124. 11/1999 [http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...525L.121F]</ref> è che anche le fusioni delletra [[Stella di neutroni|stelle di neutroni]] (un [[Stella binaria|sistema stellare binario]] di due stelle di neutroni che collidono) possa giocare un ruolo nella produzione dei nuclei del processo r, ma questo deve essere ancora confermato dalle [[Osservazione astronomica|osservazioni astronomiche]].

== Note ==

<references/>

==Voci correlate==

* [[Nuclei p]]

* [[Processo s]]

== Collegamenti esterni ==

* {{Collegamenti esterni}}

{{portale|Fisica|Stelle}}