Processo r: differenze tra le versioni

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== Fisica nucleare ==

Immediatamente dopo la forte compressione degli elettroni in una supernova in cui avviene il collasso del nucleo, il [[Decadimento beta#Descrizione|decadimento beta meno]] si arresta, perché l'alta densità degli elettroni riempie tutti gli stati disponibili per gli elettroni liberi fino a un'[[Energia di Fermi]] che è maggiore dell'energia del decadimento nucleare beta. Ma la cattura nucleare di questi elettroni liberi è ancora attiva e questo 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 di neutroni liberi che non possono decadere, e che danno conseguentemente luogo a un grande [[flusso neutronico]] (dell'ordine dei 10²² neutroni per cm² per secondo{{Citazione necessaria|date=August 2012}}) e alte [[Temperatura|temperature]]. In seguito all'espansione e conseguente raffreddamento 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''' si muove lungo la parte alta della [[linea di sgocciolamento nucleare]] e si creano nuclei ricchi di elettronineutroni altamente instabili.

Tre processi che interessano la risalita sulla parte 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|date=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 di 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|date=August 2012}}