Procés S

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca

El procés S o captura lenta de neutrons és un tipus de nucleosíntesi que requereix condicions de menor densitat neutrònica i menor temperatura en les estrelles que el procés-R. En aquestes condicions l'índex de captura neutrònica pels nuclis és lent si el comparem amb la velocitat de desintegració beta. S'obtenen isòtops estables movent-se al llarg de la vall d'estabilitat dintre de la taula d'isòtops. El procés S produeix aproximadament la meitat dels elements més pesats que el ferro i per tant ocupa un paper important dintre de l'evolució química galàctica. El procés S difereix del R, més ràpid, en termes de camins de reacció i condicions de reacció.

El procés S es creu que es dóna en estrelles més massives que el Sol, principalment en les pertanyents a la branca asimptòtica de les gegants (AGB en anglès). A diferència del procés R, que pot donar-se durant segons en entorns explosius, el procés S pot allargar-se milers d'anys. El grau segons el qual el procés S fa augmentar el nombre atòmic dels elements al llarg de la taula isotòpica depèn essencialment de la capacitat de l'estrella per a produir neutrons, i per la quantitat inicial de ferro present. El ferro és el material de partida necessari perquè es doni aquest tipus de captura neutrònica-desintegració beta, a partir de la qual se sintetitzen nous elements.

Les principals fonts de neutrons són:

13C + α16O + n
22Ne + α → 25Mg + n
El procés S actuant des del rang Ag fins a l'Sb.

S'aprecia fàcilment quin va a ser la principal font de neutrons i quin la secundària (Vegeu procés triple-alfa). La font principal produeix elements pesats més enllà de l'Sr i de l'I, fins a arribar al plom en les estrelles amb l'índex de metal·licitat més baix. El lloc de producció del component principal són les estrelles menys massives de la branca asimptòtica de les gegants. El component secundari del procés S abasta elements del grup del ferro fins al Sr i l'I, i comença al final del cicle de combustió d'heli i carboni en les estrelles més massives.

El procés S sovint es tracta matemàticament usant l'anomenada "aproximació local", que dóna un model teòric de les abundàncies dels diferents elements basant-se en l'assumpció d'un flux neutrònic constant dins de les estrelles, de manera que el quocient d'abundàncies sigui inversament proporcional al quocient de captura neutrònica per secció transversal per a cada isòtop. Aquesta aproximació és, com el seu propi nom indica, solament vàlida localment, per a isòtops de masses semblants. A causa dels fluxos neutrònics relativament baixos que s'esperen perquè es doni el procés S (de l'ordre de 105 a 1011 neutrons per cm2 per segon), no poden obtenir-se elements més enllà dels isòtops radioactius del tori o l'urani. El cicle que posa fi al procés S és:

209Bi + n° → 210Bi + γ

210Bi → 210Po + β-
210Po → 206Pb + α

És llavors quan el 206Pb captura tres neutrons donant 209Pb, el qual es desintegra emetent un electró donant 209Bi, reprenent-se el procés.