Processo r: differenze tra le versioni

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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 seme]] 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|processo s]], che è la nucleosintesi per mezzo di catture ''lente'' (''slow'' in [[Lingua inglese|inglese]]) di neutroni, che avvengono principalmente nelle [[Ramo asintotico delle giganti|stelle AGB]]. Il processo s è ''secondary'', nel senso che richiede isotopi pesanti preesistenti come nuclei seme da convertire in altri nuclei pesanti. Presi insieme questi due processi rappresentano una maggioranza dell'[[Nucleosintesi stellare|evoluzione chimica galattica]] degli elementi più pesanti del ferro.

== Storia ==

L'esistenza di una qualche forma di cattura rapida dei neutroni cominciò ad apparire necessaria nel 1956, 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]].

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