El lento proceso de captura de neutrones , o proceso s , es una serie de reacciones en astrofísica nuclear que ocurren en las estrellas, particularmente en las estrellas asintóticas de rama gigante . 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 , el núcleo de una semilla se somete a una captura de neutrones para formar un isótopo con una masa atómica superior . Si el nuevo isótopo es estable , puede ocurrir una serie de aumentos de masa, pero si es inestable , entonces se producirá la 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 isobaras estables de desintegración beta en la tabla de nucleidos .
El proceso s puede producir una variedad de elementos e isótopos , debido a la intervención de pasos de desintegración alfa a lo largo de la cadena de reacción. La abundancia relativa de elementos e isótopos producidos depende 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 sucesivas capturas de neutrones son rápidas : ocurren más rápidamente de lo que puede ocurrir la desintegración beta. El proceso r domina 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 representan la mayor parte de la abundancia relativa de elementos químicos más pesados que el hierro.
Se consideró que el proceso s era 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 . bario y plomo , que según la mecánica cuántica y el modelo de la capa nuclear son núcleos particularmente estables, al igual que los gases nobles son químicamente inertes . Esto implicaba que algunos núcleos abundantes debían crearse mediante captura lenta de neutrones , y sólo era cuestión de determinar cómo se podrían explicar otros núcleos mediante tal proceso. En el famoso artículo de revisión B 2 FH de 1957 se publicó una tabla que reparte 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, fue 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 exteriores 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 poder.
Hasta 1961 no se proporcionó un modelo calculable para crear isótopos pesados a partir de núcleos de semillas de hierro de manera dependiente del tiempo. [7] Ese trabajo demostró que las grandes sobreabundancias de bario observadas por los astrónomos en ciertas estrellas gigantes rojas podían crearse a partir de hierro. núcleos semilla si el flujo total de neutrones (número de neutrones por unidad de área) era apropiado. También demostró que ningún valor único para el flujo de neutrones podría explicar las abundancias observadas del proceso s , sino que se requiere un amplio rango. El número de núcleos de semillas de hierro que estuvieron expuestos a un flujo determinado debe disminuir a medida que el flujo se vuelve más fuerte. Este trabajo también demostró 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 cornisa-precipicio . Una serie de artículos [8] [9] [10] [11] [12] [13] de la década de 1970 de Donald D. Clayton que utilizaban un flujo de neutrones exponencialmente decreciente en función del número de semillas de hierro expuestas se convirtieron en el modelo estándar. del proceso s y permaneció así hasta que los detalles de la nucleosíntesis de la estrella AGB avanzaron lo suficiente como para convertirse en un modelo estándar para la formación de elementos del proceso s basado en modelos de estructura estelar. El Laboratorio Nacional de Oak Ridge informó sobre series importantes de mediciones de secciones transversales de captura de neutrones en 1965 [14] y el Centro de Física Nuclear de Karlsruhe en 1982 [15] y posteriormente colocaron el proceso s en la firme base cuantitativa de la que disfruta. hoy. [ cita necesaria ]
Se cree que el proceso s ocurre principalmente en estrellas asintóticas con ramas gigantes , sembradas por núcleos de hierro dejados por 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 ambientes 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 mueve 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-beta menos desintegración para sintetizar nuevos elementos. [ cita necesaria ]
Las principales reacciones de la fuente de neutrones son:
Se distingue el componente del proceso s principal y el débil . 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 ramificadas gigantes asintóticas de baja masa. [16] El componente principal depende de la fuente de neutrones de 13 C anterior. [17] El componente débil del proceso s , por el contrario, sintetiza isótopos del proceso s de elementos desde los núcleos germinales del grupo del hierro hasta 58 Fe y hasta Sr e Y, y tiene lugar al final del helio y del carbono. -ardiendo en estrellas masivas. Emplea principalmente la fuente de neutrones de 22 Ne. Estas estrellas se convertirán en supernovas cuando desaparezcan y arrojarán esos isótopos del proceso s al gas interestelar.
El proceso s a veces se aproxima en una pequeña región de masa utilizando la llamada "aproximación local", mediante la cual la relación de abundancias es inversamente proporcional a la relación de secciones transversales de captura de neutrones para isótopos cercanos en la ruta del proceso s . . Esta aproximación, como su nombre indica, sólo es válida localmente, es decir, para isótopos de números másicos cercanos, pero no es válida para números mágicos donde domina la estructura de cornisa-precipio.
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 torio o uranio . El ciclo que termina el proceso s es:
209
Bi
captura un neutrón, produciendo210
Bi
, que decae a210
Correos
por β - desintegración .210
Correos
a su vez decae a206
Pb
por desintegración α :
206
Pb
luego captura tres neutrones, produciendo209
Pb
, que decae a209
Bi
por β − decaimiento, reiniciando el ciclo:
Por lo tanto, el resultado neto de este ciclo es que 4 neutrones se convierten en una partícula alfa , dos electrones , dos neutrinos antielectrones y radiación gamma :
El proceso termina así en bismuto, el elemento "estable" más pesado, y polonio, el primer elemento no primordial después del bismuto. En realidad, el bismuto es ligeramente radiactivo, pero tiene 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 de138 d hasta plomo-206 estable .
Stardust 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 los meteoritos cuando se ensamblaron a partir de la materia interestelar contenida en el disco de acreción planetario en el Sistema Solar temprano. Hoy se encuentran en meteoritos, donde se han conservado. Los meteorólogos habitualmente se refieren a ellos como granos presolares . Los granos enriquecidos con 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, [18] confirmando predicciones anteriores de que los isótopos del proceso s se enriquecerían, casi puros, en polvo de estrellas procedentes de estrellas gigantes rojas. [19] Estos descubrimientos arrojaron nuevos conocimientos sobre la astrofísica y el origen de los meteoritos en el Sistema Solar. [20] 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 ha sido demostrado repetidamente mediante estudios con espectrómetro de masas de iones de pulverización catódica de estos granos presolares de polvo de estrellas . [20] Varios resultados sorprendentes han demostrado que dentro de ellos la proporción de abundancias de procesos s y procesos r es algo diferente de lo que se suponía anteriormente. También se ha demostrado con isótopos atrapados de criptón y xenón que la abundancia del proceso s en las atmósferas de las estrellas AGB cambiaba con el tiempo o de una estrella a otra, presumiblemente con la fuerza del flujo de neutrones en esa estrella o quizás con la temperatura. Ésta es una frontera de los estudios de procesos s en la década de 2000.