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 ''secondarysecondario'', 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 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. <!--ThatQuel processprocesso ofdi rapidcattura neutronneutronica capturerapida innegli neutron-richisotopi isotopesricchi isdi calledneutroni theè chiamato processo R process (usuallysolitamente rprocesso processr). AUna tabletavola apportioningche theripartisce heavygli isotopesisotopi phenomenologicallypesanti betweenfenomenologicamente tra il [[Processo S|processo s-process]] ande il processo r-process wasfu publishedpubblicata innel the1957 famousnel famoso articolo di rivista [[B2FH]] review paper in 1957,<ref>{{citecita journalpubblicazione | authorautore=E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, ande F. Hoyle | yearanno=1957 | titletitolo= Synthesis of the Elements in Stars | journalrivista=[[Reviews of Modern Physics]] | volume=29 | issuenumero=4 | pagepagine=547 | doi= 10.1103/RevModPhys.29.547}} | {{bibcode=|1957RvMP...29..547B}}</ref> whichche nameddiede thatil processnome anda outlinedquel theprocesso e descrisse a grandi linee physicsla thatfisica guideslo itguida. L'artcolo B2FH alsoelaborò elaboratedanche thela theoryteoria ofdella [[stellarnucleosintesi nucleosynthesisstellare]] ande setpose substantialla frame-workcornice forsostanziale contemporaryper l'[[nuclearastrofisica astrophysicsnucleare]] contemporanea.-->

== Note ==

<references/>

{{portale|Fisica|Stelle}}