Col nome diprocesso s (dall'ingleseslow), è chiamato il processo di cattura lenta deineutroni, un processo dinucleosintesi che avviene nellestelle in condizioni di bassa densità neutronica, e di mediatemperatura. In tali condizioni il tasso dicattura neutronica da parte deinuclei atomici è più lento di quello deldecadimento radioattivo beta. Nel processo s unisotopo stabile cattura un neutrone, ma ilnuclide instabile che viene così creatodecade prima che un altro neutrone venga catturato. In tal modo viene creato un isotopo stabile dell'elemento dinumero atomico immediatamente successivo. Tramite questo processo viene creata circa la metà degli isotopi degli elementipiù pesanti del ferro dell'universo e pertanto esso gioca un ruolo importante nella determinazione dellacomposizione chimica dellegalassie. Il processo s differisce dalProcesso r per la differente velocità di cattura dei neutroni, che è molto più elevata nel processo r. Le letteres er sono le abbreviazione delle paroleinglesislow (lento) erapid (veloce).
L'esistenza di un processo simile al processo s fu ipotizzata in seguito alle nuove tabelle relative all'abbondanza deglielementi chimici pubblicate daHans Suess eHarold Urey nel1956, che evidenziavano picchi nelle abbondanze di isotopi di elementi pesanti, come lostronzio, ilbario e ilpiombo, i quali, secondo lameccanica quantistica e ilmodello nucleare a shell, hanno nuclei particolarmente stabili, cioè quanto lo sono igas nobili. Si trattava quindi di comprendere quali altri elementi fossero coinvolti nel processo s. Una ipotesi in questo senso fu formulata in un famoso articolo pubblicato nel1957 daMargaret Burbidge,Geoffrey Burbidge,William Fowler eFred Hoyle che descriveva il modo in cui gli elementi pesanti vengono derivati mediante i processi s, r ep[1]. Nel medesimo articolo gli autori avanzarono l'ipotesi che il processo s avvenisse nellegiganti rosse. Il caso deltecnezio era, in questo senso, particolarmente esplicativo: esso ha un'emivita di 4,2 milioni di anni e le suerighe spettrali erano state osservate neglispettri delle giganti rosse e dellegiganti al carbonio nel1952[2][3]. Poiché questi tipi di stelle hanno un'età di diversi miliardi di anni, la presenza del tecnezio nelle loroatmosfere non può essere dovuta né a una sua preesistenza nellenubi da cui queste stelle si sono formate, né alle reazioni di fusione che avvengono nelnucleo stellare, né a eventi connessi alle primissime fasi di vita della stella risalenti a miliardi di anni prima.
Un modello fisico-matematico della creazione di isotopi pesanti da nuclei diferro fu proposto nel1961.[4] In questo lavoro fu dimostrato come la sovrabbondanza di bario osservata dagli astronomi in alcune stelle giganti era dovuta alla sua derivazione dal ferro in condizioni di densità neutroniche appropriate. In particolare fu dimostrato che un unico valore della densità neutronica non poteva spiegare il processo s, ma che questo era possibile solo in presenza di un range di densità differenti. Inoltre il numero di nuclei di ferro esposti a una certa densità neutronica doveva decrescere se la densità aumentava mentre il grafico del tasso di cattura neutronica in funzione della densità non è lineare, ma del tipo a scalini e precipizi.
Importanti misurazioni del tasso di cattura neutronica da parte dei nuclei atomici furono compiute nell'Oak Ridge National Laboratory nel1965[5] e nel Karlsruhe Nuclear Physics Center nel1982[6]. Esse fornirono ai modelli fisici teorici importanti dati quantitativi su cui fondarsi. In una serie di articoli pubblicati neglianni settanta D. Clayton confermò le ipotesi precedenti, che divennero ilmodello standard del processo s.
Il processo s avviene nelle stelle poste nelramo asintotico delle giganti e ha una scala di durata di migliaia di anni. Viceversa il processo r avviene durante l'esplosione dellesupernovae e ha una durata di pochi secondi. Il processo s ha l'effetto di aumentare ilnumero di massa degliatomi coinvolti nel processo ed è determinato dal tasso di produzione dei neutroni all'interno della stella e dalla disponibilità iniziale di ferro che funge da materiale di partenza del processo di sintesi di nuovi elementi.
Le maggiori fonti di neutroni all'interno delle stelle sono le seguenti reazioni:
Si distinguono due tipi di processi s, chiamatiramo principale eramo debole. Il principale produce elementi più pesanti dellostronzio e dell'ittrio fino alpiombo nelle stelle giganti a bassametallicità e di piccolamassa[7]. Il ramo debole invece avviene nelle giganti massicce giunte quasi al termine della loro esistenza e sintetizza elementi più pesanti del ferro fino allo stronzio e all'ittrio. Queste stelle poi esplodono in supernovae e disperdono gli elementi prodotti nellospazio interstellare.
Il processo s viene modellato matematicamente assumendo la cosiddetta approssimazione locale: essa assume che la produzione di neutroni sia costante, sicché il rapporto fra le abbondanze degli isotopi è inversamente proporzionale al rapporto fra lesezioni d'urto degli isotopi stessi. Questa approssimazione è, come dice il nome, valida solo localmente, cioè per isotopi aventi un numero di massa simile.
Poiché il processo s avviene in condizioni di densità neutronica relativamente bassa (da 105 a 1011 neutroni per cm2 per secondo), esso non può produrre isotopi radioattivi pesanti come iltorio o l'uranio. Il ciclo che mette fine al processo è il seguente:il209Bi cattura un neutrone, producendo il210Bi, che decade nel210Po, tramitedecadimento β-. Il210Po a sua volta decade nel206Pb tramitedecadimento α:
| 209Bi +n | → | 210Bi +γ | |
| 210Bi | → | 210Po +β− | |
| 210Po | → | 206Pb +α |
A questo punto il206Pb cattura tre neutroni sintetizzando il209Pb, che decade nel209Bi per decadimento β−, facendo ripartire il ciclo:
| 206Pb +n | → | 207Pb +γ | |
| 207Pb +n | → | 208Pb +γ | |
| 208Pb +n | → | 209Pb +γ | |
| 209Pb | → | 209Bi +β− |
Poiché il decadimento β− produce unelettrone e unantineutrino elettronico, il risultato netto del processo è la conversione di 4 neutroni in unaparticella α, 2 elettroni, 2 antineutrini eraggi gamma:
| 4n | → | 4He + 2e + 2νe +γ |
Il processo dunque termina con il bismuto, l'elemento stabile più pesante. In realtà il bismuto è leggermente radioattivo, ma ha una emivita così lunga (un miliardo di volte l'età dell'universo) che può essere considerato stabile sulla scala di tempo rappresentata dalla vita di una stella.
I granuli dicarburo di silicio (SiC) condensano nell'atmosfera delle stelle giganti intrappolando gli isotopi prodotti dal processo s. Quando la stella conclude la propria esistenza, i grani di SiC si disperdono nello spazio interstellare, andando a formare parte dellapolvere interstellare. Tale polvere ha contaminato lanube da cui il sistema solare è nato e di conseguenza anche gliasteroidi nati dalla nube e lemeteoriti che cadono sullaTerra. Analizzando tali meteoriti è quindi possibile studiare la polvere interstellare lì intrappolata e di conseguenza anche gli isotopi prodotti dal processo s. Ciò ha permesso di approfondire la conoscenza del processo[8].
Mediante la tecnica dellosputtering, consistente nel bombardamento delle meteoriti tramite un fascio di particelle, è possibile ottenerespettri dei grani di origine stellare presenti nella meteorite[8]. L'origine stellare dei grani è stata dimostrata da misure di laboratorio che hanno permesso di rilevare abbondanze estremamente insolite di isotopi all'interno dei grani stessi. Tramite tali tecniche è stato appurato che il rapporto fra gli elementi prodotti tramite il processo s e quelli prodotti per mezzo del processo r è differente da quanto si era assunto precedentemente. Inoltre le abbondanze di certi elementi come ilkripton o loxeno hanno permesso di mostrare che le abbondanze degli elementi prodotti dal processo s variano da stella a stella, presumibilmente in ragione della densità neutronica o della temperatura. La ricerca attuale sul processo s verte intorno a questi temi.
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