Processo r
Il processo r è un processo di nucleosintesi che solitamente si verifica all'interno del nucleo di una supernova, ed è responsabile della creazione di circa la metà dei nuclei atomici ricchi di neutroni che sono più pesanti del ferro. Il processo comporta una successione di catture neutroniche rapide (da cui il nome processo r) mediante 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, che è la nucleosintesi per mezzo di catture lente (slow in inglese) di neutroni, che avvengono principalmente nelle stelle AGB. Il processo s è secondario, 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'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 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 guscio, i nuclei 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. Quel processo di cattura neutronica rapida negli isotopi ricchi di neutroni è chiamato processo R (solitamente processo r). Una tavola che ripartisce gli isotopi pesanti fenomenologicamente tra il processo s e il processo r fu pubblicata nel 1957 nel famoso articolo di rivista B2FH,[1] che diede il nome a quel processo e descrisse a grandi linee la fisica lo guida. L'articolo B2FH elaborò anche la teoria della nucleosintesi stellare e pose la cornice sostanziale per l'astrofisica nucleare contemporanea.
Il processo 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,[2] che riuscirono a ottenere la prima stima delle abbondanze del processo r e mostrarono la loro evoluzione nel tempo. Essi furono anche in grado di usare calcoli di natura teorica per costruire un'ulteriore ripartizione quantitativa tra il processo s e il processo r della tavola delle abbondanze degli isotopi pesanti, stabilendo in tal modo una curva delle abbondanze più affidabile per gli 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. Quella curva delle abbondanze del processo r (rispetto al peso atomico) assomiglia in modo soddisfacente ai calcoli delle abbondanze sintetizzate dal processo fisico. La maggior parte degli isotopi ricchi di neutroni degli elementi più pesanti del nickel sono prodotti, o 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 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 all'assemblaggio di alcuni nuclei seme ricchi di neutroni, rende il processo r un processo primario; vale a dire, uno che può verificarsi perfino in una stella di H ed He puro, in contrasto con il B2FH che lo aveva definito come un processo secondario che si costruisce sul ferro preesistente. 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.[3] Lui e molti astronomi successivi dimostrarono che il modello delle abbondanze degli elementi pesanti nelle stelle più antiche poveri di metalli corrispondeva a quello della forma della curva del processo r nel sole, come se la componente del processo s fosse assente. Il processo s infatti non era ancora incominciato, perché occorrono circa 100 milioni di anni di storia galattica per farlo iniziare. Queste stelle nacquero prima, dimostrando che il processo r emerge da stelle massicce in rapida evoluzione che diventano supernove. La natura primaria del processo r è stata confermata in questo modo da astronomi che hanno osservato gli spettri delle abbondanze in vecchie stelle nate quando la metallicità galattica era ancora piccola ma che contengono nondimeno il loro completamento dei nuclei del processo r. Questo promettente scenario, benché generalmente sostenuto dagli esperti di supernove, deve ancora ottenere un calcolo totalmente soddisfacente delle abbondanze del processo r perché il problema complessivo è numericamente formidabile; ma i risultati esistenti sono di grande aiuto. Il processo è responsabile della nostra coorte naturale di elementi radioattivi, come l'uranio e il torio, nonché degli isotopi più ricchi di neutroni di ogni elemento pesante.
Fisica nucleare
Immediatamente dopo la forte compressione degli elettroni in una supernova con collasso del nucleo, il 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 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[senza fonte]) e alte 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 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 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[senza fonte]. Dopo che il flusso neutronico decresce, questi nuclei radioattivi altamente instabili subiscono una rapida successione di decadimenti beta finché non raggiungono i nuclei più stabili, ricchi di neutroni.[4] 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 uma al di sotto dei picchi del processo s come risultato del ritorno del decadimento verso la stabilità[senza fonte].
Note
- ^ E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler e F. Hoyle, Synthesis of the Elements in Stars, in Reviews of Modern Physics, vol. 29, n. 4, 1957, pp. p. 547, DOI:10.1103/RevModPhys.29.547. Bibcode: 1957RvMP...29..547B
- ^ 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)
- ^ J. W. Truran, "A new interpretation of the heavy-element abundances in metal-deficient stars", Astron. Astrophys., 97, pp. 392-93 (1981)
- ^ 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.
