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 collasso 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, uno che può verificarsi perfino in una stella di H ed He puro, in contrasto con il [[B2FH]] che lo aveva definito come un ''processo secondario'' che si costruisce suosul ferro preesistente. ObservationalLe evidenceprove ofosservative thedell'arricchimento rdelle processstelle enrichmentcon ofil starsprocesso r, asapplicato appliedall'evoluzione todelle theabbondanze abundancedella evolutiongalassia ofdelle the galaxy of starsstelle, wasfurono laid out byesposte da James W. Truran innel 1981 .<ref> J. W. Truran, "A new interpretation of the heavy-element abundances in metal-deficient stars", ''Astron. Astrophys.'','''97''', 392-93 (1981)</ref>. HeLui ande manymolti subsequentastronomi astronomerssuccessivi showeddimostrarono thatche theil patternmodello ofdelle heavy-elementabbondanze abundancesdegli inelementi thepesanti earliestnelle metal-poorstelle starspiù matchedantiche thatpoveri ofdi themetalli shapecorrispondeva ofa thequello solardella forma della curva del processo r-process curvenel sole, ascome ifse thela scomponente processdel componentprocesso weres missingfosse assente. TheIl processo s processinfatti hadnon notera yetancora begunincominciato, forperché itoccorrono requires aboutcirca 100 millionmilioni yearsdi ofanni galacticdi storia historygalattica toper getfarlo startediniziare. TheseQueste stars were born earlierstelle thannacquero thatprima, showingdimostrando thatche theil processo r processemerge emergesda fromstelle quicklymassicce evolvingin massiverapida starsevoluzione thatche becomediventano supernovaesupernove. TheLa primarynatura natureprimaria ofdel theprocesso r process hasè beenstata confirmedconfermata in thisquesto waymodo byda astronomersastronomi whoche havehanno observedosservato abundancegli spectraspettri delle abbondanze in oldvecchie starsstelle bornnate whenquando thela galacticmetallicità metallicitygalattica wasera stillancora smallpiccola butma thatche nonethelesscontengono containnondimeno theiril complementloro ofcompletamento r-processdei nuclei del processo r. ThisQuesto promisingpromettente scenario, thoughbenché generallygeneralmente supportedsostenuto bydagli supernovaesperti expertsdi supernove, hasdeve yetancora toottenere achieveun acalcolo totallytotalmente satisfactorysoddisfacente calculationdelle ofabbondanze r-processdel abundancesprocesso becauser theperché il overallproblema problemcomplessivo isè numericallynumericamente formidableformidabile; butma existingi resultsrisultati areesistenti verysono supportive.di grande Theaiuto. Il processprocesso isè responsibleresponsabile fordella ournostra naturalcoorte cohortnaturale ofdi radioactiveelementi elementsradioattivi, suchcome asl'uranio uraniume andil thoriumtorio, asnonché welldegli asisotopi thepiù mostricchi neutron-richdi isotopesneutroni ofdi eachogni heavyelemento elementpesante.-->

== Note ==