Processo r: differenze tra le versioni

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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 il 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 gli altri nuclei non potevano essere spiegati da tale processo. Quel 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|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=547 | doi= 10.1103/RevModPhys.29.547}} {{bibcode|1957RvMP...29..547B}}</ref> che diede il nome a quel processo e descrisse a grandi linee la fisica lo guida. L'articolo B2FH elaborò anche la teoria della [[nucleosintesi stellare]] e pose la cornice sostanziale per l'[[astrofisica nucleare]] contemporanea.

Il processo 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''', 121–66, (1965)</ref> che riuscirono a ottenere la prima stima delle abbondanze del processo r e mostrarono la loro evoluzione nel tempo. Essi furono anche in grado di usare calcoli di natura teorica per costruire un'ulteriore ripartizione quantitativa tra il processo s e il processo r della tavola delle abbondanze degli isotopi pesanti, stabilendo in tal modo una curva delle abbondanze più affidabile per gli 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. Quella curva delle abbondanze del processo r (rispetto al peso atomico) assomiglia in modo soddisfacente ai calcoli delle abbondanze sintetizzate dal processo fisico. La maggior parte degli isotopi ricchi di neutroni degli elementi più pesanti del [[nickel]] sono prodotti, o 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 crollocollasso ad alta densità del nucleo della supernova, insieme all'assemblaggio di alcuni nuclei seme ricchi di neutroni, rende il processo r un ''processo primario''; vale a dire, oneuno thatche canpuò occurverificarsi evenperfino in auna starstella of puredi H anded He puro, in contrastcontrasto tocon theil [[B2FH]] designationche aslo aaveva definito come un ''secondaryprocesso processsecondario'' buildingche si costruisce onsuo preexistingferro ironpreesistente. Observational evidence of the r process enrichment of stars, as applied to the abundance evolution of the galaxy of stars, was laid out by James W. Truran in 1981 <ref> J. W. Truran, A new interpretation of the heavy-element abundances in metal-deficient stars, ''Astron. Astrophys.'','''97''',392-93 (1981)</ref>. He and many subsequent astronomers showed that the pattern of heavy-element abundances in the earliest metal-poor stars matched that of the shape of the solar r-process curve, as if the s process component were missing. The s process had not yet begun, for it requires about 100 million years of galactic history to get started. These stars were born earlier than that, showing that the r process emerges from quickly evolving massive stars that become supernovae. The primary nature of the r process has been confirmed in this way by astronomers who have observed abundance spectra in old stars born when the galactic metallicity was still small but that nonetheless contain their complement of r-process nuclei. This promising scenario, though generally supported by supernova experts, has yet to achieve a totally satisfactory calculation of r-process abundances because the overall problem is numerically formidable; but existing results are very supportive. The process is responsible for our natural cohort of radioactive elements, such as uranium and thorium, as well as the most neutron-rich isotopes of each heavy element.-->

== Note ==