Processo r: differenze tra le versioni

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Immediatamente dopo la forte compressione degli elettroni in una supernova con collasso del nucleo, il [[Decadimento beta#Descrizione|decadimento beta meno]] è bloccato. Questo è perché l'alta densità degli elettroni riempie tutti gli stati disponibili degli elettroni liberi fino a un'[[Energia di Fermi|energia]] che è maggiore dell'energia del decadimento nucleare beta. Ma la cattura nucleare di quegli elettroni liberi avviene ancora, e la crescente neutronizzazione della materia. Ne risulta una densità estremamente elevata degli elettroni liberi che non possono decadere, producendo a loro volta un grande [[flusso neutronico]] (sull'ordine dei 10²² neutroni per cm² per secondo{{fact|date=August 2012}}) e alte [[Temperatura|temperature]]. Quando questo si riespande e si raffredda, 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''' "corre in alto" lungo la [[linea di sgocciolamento nucleare]] e sono creati nuclei ricchi di elettroni altamente instabili.

Tre processi che interessano il processo di risalita 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{{fact|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 da Seeger ''et al.''</ref> Così, mentre il [[Processo S|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{{fact|date=August 2012}}.

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== Astrophysical sites ==

The most widely believed candidate site for the '''r-process''' are core-collapse [[supernova]]e (spectral ''Type Ib'', ''Ic'' and ''II''), which provide the necessary physical conditions for the r-process. However, the abundance of r-process [[atomic nucleus|nuclei]] requires that either only a small fraction of supernovae eject r-process nuclei to the [[interstellar medium]], or that each supernova ejects only a very small amount of r-process material. A recently proposed<ref>Freiburghaus, C.; Rosswog, S.; Thielemann, F.-K. "R-Process in Neutron Star Mergers". The Astrophysical Journal, Volume 525, Issue 2, pp. L121-L124. 11/1999[http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...525L.121F]</ref>alternative solution is that [[neutron star]] mergers (a [[binary star|binary star system]] of two neutron stars that collide) may also play a role in the production of r-process nuclei, but this has yet to be [[Observational astronomy|observationally]] confirmed.

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== Note ==

<references/>