El proceso de captura lenta de neutrones , o proceso s , es una serie de reacciones de la astrofísica nuclear que ocurren en las estrellas, en particular en las estrellas gigantes asintóticas . El proceso s es responsable de la creación ( nucleosíntesis ) de aproximadamente la mitad de los núcleos atómicos más pesados que el hierro .
En el proceso s , un núcleo semilla sufre una captura de neutrones para formar un isótopo con una masa atómica superior . Si el nuevo isótopo es estable , puede producirse una serie de aumentos de masa, pero si es inestable , se producirá una desintegración beta , produciendo un elemento del siguiente número atómico superior . El proceso es lento (de ahí el nombre) en el sentido de que hay tiempo suficiente para que se produzca esta desintegración radiactiva antes de que se capture otro neutrón. Una serie de estas reacciones produce isótopos estables al moverse a lo largo del valle de isóbaros estables de desintegración beta en la tabla de nucleidos .
Se puede producir una variedad de elementos e isótopos mediante el proceso s , debido a la intervención de pasos de desintegración alfa a lo largo de la cadena de reacción. Las abundancias relativas de elementos e isótopos producidos dependen de la fuente de los neutrones y de cómo cambia su flujo con el tiempo. Cada rama de la cadena de reacción del proceso s finalmente termina en un ciclo que involucra plomo , bismuto y polonio .
El proceso s contrasta con el proceso r , en el que las capturas sucesivas de neutrones son rápidas : ocurren más rápidamente de lo que puede ocurrir la desintegración beta. El proceso r predomina en entornos con mayores flujos de neutrones libres ; produce elementos más pesados y más isótopos ricos en neutrones que el proceso s . Juntos, los dos procesos explican la mayor parte de la abundancia relativa de elementos químicos más pesados que el hierro.
El proceso s se consideró necesario a partir de las abundancias relativas de isótopos de elementos pesados y de una tabla de abundancias recientemente publicada por Hans Suess y Harold Urey en 1956. [1] Entre otras cosas, estos datos mostraron picos de abundancia para el estroncio , el bario y el plomo , que, según la mecánica cuántica y el modelo de capas nucleares , son núcleos particularmente estables, de forma muy similar a como los gases nobles son químicamente inertes . Esto implicaba que algunos núcleos abundantes debían crearse mediante captura lenta de neutrones , y que solo era cuestión de determinar cómo se podían explicar otros núcleos mediante un proceso de este tipo. En el famoso artículo de revisión B 2 FH de 1957 se publicó una tabla que distribuía los isótopos pesados entre el proceso s y el proceso r . [2] Allí también se argumentó que el proceso s ocurre en estrellas gigantes rojas . En un caso particularmente ilustrativo, el elemento tecnecio , cuya vida media más larga es de 4,2 millones de años, había sido descubierto en estrellas de tipo s, M y N en 1952 [3] [4] por Paul W. Merrill . [5] [6] Dado que se pensaba que estas estrellas tenían miles de millones de años, la presencia de tecnecio en sus atmósferas externas se tomó como evidencia de su reciente creación allí, probablemente sin conexión con la fusión nuclear en el interior profundo de la estrella que proporciona su energía.
Hasta 1961 no se proporcionó un modelo calculable para crear los isótopos pesados a partir de núcleos de hierro de una manera dependiente del tiempo. [7] Ese trabajo mostró que las grandes sobreabundancias de bario observadas por los astrónomos en ciertas estrellas gigantes rojas podrían crearse a partir de núcleos de hierro si el flujo total de neutrones (número de neutrones por unidad de área) fuera apropiado. También mostró que ningún valor único para el flujo de neutrones podría explicar las abundancias observadas del proceso s , sino que se requiere un amplio rango. La cantidad de núcleos de hierro expuestos a un flujo dado debe disminuir a medida que el flujo se vuelve más fuerte. Este trabajo también mostró que la curva del producto de la sección transversal de captura de neutrones por la abundancia no es una curva que cae suavemente, como había esbozado B 2 FH , sino que tiene una estructura de saliente-precipicio . Una serie de artículos [8] [9] [10] [11] [12] [13] de Donald D. Clayton en la década de 1970 que utilizaban un flujo de neutrones exponencialmente decreciente como función del número de semillas de hierro expuestas se convirtieron en el modelo estándar del proceso s y se mantuvieron así hasta que los detalles de la nucleosíntesis de estrellas AGB se volvieron lo suficientemente avanzados como para convertirse en un modelo estándar para la formación de elementos del proceso s basado en modelos de estructura estelar. Una serie importante de mediciones de secciones transversales de captura de neutrones fueron reportadas por el Laboratorio Nacional de Oak Ridge en 1965 [14] y por el Centro de Física Nuclear de Karlsruhe en 1982 [15] y, posteriormente, estas colocaron al proceso s sobre la base cuantitativa firme de la que goza hoy. [ cita requerida ]
Se cree que el proceso s ocurre principalmente en estrellas gigantes asintóticas , con núcleos de hierro que quedan de una supernova durante una generación anterior de estrellas. A diferencia del proceso r , que se cree que ocurre en escalas de tiempo de segundos en entornos explosivos, se cree que el proceso s ocurre en escalas de tiempo de miles de años, pasando décadas entre capturas de neutrones. El grado en que el proceso s hace ascender los elementos en la tabla de isótopos a números de masa más altos está determinado esencialmente por el grado en que la estrella en cuestión es capaz de producir neutrones . El rendimiento cuantitativo también es proporcional a la cantidad de hierro en la distribución de abundancia inicial de la estrella. El hierro es el "material de partida" (o semilla) para esta secuencia de captura de neutrones-desintegración beta menos de síntesis de nuevos elementos. [16]
Las principales reacciones de fuente de neutrones son:
Se distingue el componente principal y el débil del proceso s . El componente principal produce elementos pesados más allá de Sr e Y , y hasta Pb en las estrellas de menor metalicidad. Los sitios de producción del componente principal son estrellas gigantes asintóticas de baja masa. [17] El componente principal depende de la fuente de neutrones 13 C mencionada anteriormente. [18] El componente débil del proceso s , por otro lado, sintetiza isótopos del proceso s de elementos desde núcleos semilla del grupo del hierro hasta 58 Fe hasta Sr e Y, y tiene lugar al final de la combustión de helio y carbono en estrellas masivas. Emplea principalmente la fuente de neutrones 22 Ne. Estas estrellas se convertirán en supernovas al desaparecer y arrojarán esos isótopos del proceso s al gas interestelar.
El proceso s se aproxima a veces a una región de masa pequeña utilizando la llamada "aproximación local", por la cual la relación de abundancias es inversamente proporcional a la relación de las secciones eficaces de captura de neutrones para los isótopos cercanos en la trayectoria del proceso s . Esta aproximación es, como indica el nombre, válida únicamente a nivel local, es decir, para isótopos de números de masa cercanos, pero no es válida en números mágicos donde predomina la estructura de borde-precipicio.
Debido a los flujos de neutrones relativamente bajos que se espera que ocurran durante el proceso s (del orden de 10 5 a 10 11 neutrones por cm 2 por segundo), este proceso no tiene la capacidad de producir ninguno de los isótopos radiactivos pesados, como el torio o el uranio . El ciclo que termina el proceso s es:
209
Bi
captura un neutrón, produciendo210
Bi
, que se desintegra en210
Correos
por desintegración β − .210
Correos
a su vez se desintegra en206
Pb
por desintegración α :
206
Pb
Luego captura tres neutrones, produciendo209
Pb
, que se desintegra en209
Bi
por desintegración β − , reiniciando el ciclo:
El resultado neto de este ciclo es que 4 neutrones se convierten en una partícula alfa , dos electrones , dos neutrinos antielectrónicos y radiación gamma :
El proceso termina así en bismuto, el elemento "estable" más pesado, y polonio, el primer elemento no primordial después del bismuto. El bismuto es en realidad ligeramente radiactivo, pero con una vida media tan larga (mil millones de veces la edad actual del universo) que es efectivamente estable durante la vida de cualquier estrella existente. El polonio-210 , sin embargo, se desintegra con una vida media de 138 días en plomo-206 estable .
El polvo de estrellas es un componente del polvo cósmico . El polvo de estrellas son granos sólidos individuales que se condensaron durante la pérdida de masa de varias estrellas muertas hace mucho tiempo. El polvo de estrellas existía en todo el gas interestelar antes del nacimiento del Sistema Solar y quedó atrapado en meteoritos cuando se ensamblaron a partir de materia interestelar contenida en el disco de acreción planetaria en el Sistema Solar primitivo. Hoy se encuentran en meteoritos, donde se han conservado. Los meteoritistas habitualmente se refieren a ellos como granos presolares . Los granos enriquecidos por el proceso s son principalmente carburo de silicio (SiC). El origen de estos granos se demuestra mediante mediciones de laboratorio de proporciones de abundancia isotópica extremadamente inusuales dentro del grano. La primera detección experimental de isótopos de xenón del proceso s se realizó en 1978, [19] confirmando predicciones anteriores de que los isótopos del proceso s estarían enriquecidos, casi puros, en el polvo de estrellas de las estrellas gigantes rojas. [20] Estos descubrimientos lanzaron una nueva perspectiva sobre la astrofísica y sobre el origen de los meteoritos en el Sistema Solar. [21] Los granos de carburo de silicio (SiC) se condensan en las atmósferas de las estrellas AGB y, por lo tanto, atrapan las proporciones de abundancia isotópica tal como existían en esa estrella. Debido a que las estrellas AGB son el sitio principal del proceso s en la galaxia, los elementos pesados en los granos de SiC contienen isótopos del proceso s casi puros en elementos más pesados que el hierro. Este hecho se ha demostrado repetidamente mediante estudios de espectrómetro de masas de iones de pulverización catódica de estos granos presolares de polvo de estrellas . [21] Varios resultados sorprendentes han demostrado que dentro de ellos la proporción de abundancias del proceso s y del proceso r es algo diferente de lo que se suponía anteriormente. También se ha demostrado con isótopos atrapados de criptón y xenón que las abundancias del proceso s en las atmósferas de las estrellas AGB cambiaron con el tiempo o de estrella a estrella, presumiblemente con la fuerza del flujo de neutrones en esa estrella o quizás la temperatura. Esta es una frontera de los estudios del proceso s en la década de 2000.