Processo r: differenze tra le versioni

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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 [[nichel]] 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.