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.
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, 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, 121–66, (1965)
