proceso s

El proceso lento de captura de neutrones , o proceso s , es una serie de reacciones en astrofísica nuclear que ocurren en las estrellas, particularmente en las estrellas de la rama gigante asintótica . 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 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 , generando un elemento con el siguiente número atómico superior . El proceso es lento (de ahí su 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 desplazarse a lo largo del valle de isóbaros estables de desintegración beta en la tabla periódica de los nucleidos .

El proceso s permite la producción de diversos elementos e isótopos debido a la intervención de etapas de desintegración alfa a lo largo de la cadena de reacción. La abundancia relativa de los elementos e isótopos producidos depende de la fuente de neutrones y de cómo varía su flujo con el tiempo. Cada rama de la cadena de reacción del proceso s culmina 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 que la desintegración beta. El proceso r predomina en entornos con mayores flujos de neutrones libres ; produce elementos más pesados ​​e isótopos más ricos en neutrones que el proceso s . En conjunto, ambos 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 publicada recientemente 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, al igual que los gases nobles son químicamente inertes . Esto implicaba que algunos núcleos abundantes debían crearse por captura lenta de neutrones , y solo era cuestión de determinar cómo otros núcleos podían explicarse mediante dicho proceso. Una tabla que distribuía los isótopos pesados ​​entre el proceso s y el proceso r se publicó en el famoso artículo de revisión B ² FH en 1957. ^{[ 2 ]} Allí también se argumentó que el proceso s ocurre en estrellas gigantes rojas . En una confirmación sorprendente, el elemento tecnecio , sin ningún isótopo con una vida media superior a 4,2 millones de años, fue descubierto en estrellas de tipo S y de carbono en 1952 por Paul W. Merrill . ^{[ 3 ] [ 4 ]} Dado que se creía que estas estrellas tenían miles de millones de años, la presencia de tecnecio en sus atmósferas exteriores era evidencia de su creación reciente, sin conexión necesaria con la fusión nuclear en el interior profundo de la estrella que proporciona su energía.

No se proporcionó un modelo calculable para crear los isótopos pesados ​​a partir de núcleos semilla de hierro de manera dependiente del tiempo hasta 1961. ^{[ 5 ]} Ese trabajo mostró que las grandes sobreabundancias de bario observadas por los astrónomos en ciertas estrellas gigantes rojas podían crearse a partir de núcleos semilla de hierro si el flujo total de neutrones (número de neutrones por unidad de área) era apropiado. También mostró que ningún valor único para el flujo de neutrones podía explicar las abundancias observadas del proceso s , sino que se requiere un amplio rango. El número de núcleos semilla de hierro que fueron 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 de caída suave, como había esbozado B ² FH , sino que tiene una estructura de borde-precipicio . Una serie de artículos ^{[ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]} en la década de 1970 por Donald D. Clayton utilizando un flujo de neutrones que disminuye exponencialmente en función del número de núcleos de hierro expuestos se convirtió en el modelo estándar del proceso s y lo siguió siendo hasta que los detalles de la nucleosíntesis de las estrellas AGB se volvieron suficientemente avanzados como para convertirse en un modelo estándar para la formación de elementos del proceso s basado en modelos de estructura estelar. Importantes series de mediciones de secciones transversales de captura de neutrones fueron reportadas por el Laboratorio Nacional de Oak Ridge en 1965 ^{[ 12 ]} y por el Centro de Física Nuclear del Instituto Tecnológico de Karlsruhe en 1982 ^{[ 13 ]} y posteriormente, estas colocaron el proceso s en la base cuantitativa sólida que tiene hoy.

Se cree que el proceso s ocurre principalmente en estrellas de la rama gigante asintótica , sembradas por núcleos de hierro dejados por una supernova durante una generación estelar anterior. 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 mueve los elementos hacia números de masa más altos en la tabla de isótopos 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. ^{[ 14 ]}

Las principales reacciones de la fuente de neutrones son:

Se distinguen el componente principal y el componente débil del proceso s . El componente principal produce elementos pesados ​​más allá del Sr y el Y , y hasta el Pb en las estrellas de menor metalicidad. Los sitios de producción del componente principal son estrellas de la rama gigante asintótica de baja masa. ^{[ 15 ]} El componente principal depende de la fuente de neutrones ¹³ C mencionada anteriormente. ^{[ 16 ]} 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, e incluso 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 final de su vida y expulsarán esos isótopos del proceso s al gas interestelar.

El proceso s a veces se aproxima en una pequeña región de masas mediante la llamada "aproximación local", según la cual la relación de abundancias es inversamente proporcional a la relación de secciones transversales de captura de neutrones para isótopos cercanos en la trayectoria del proceso s . Esta aproximación, como su nombre indica, solo es válida localmente, es decir, para isótopos con números de masa cercanos, pero no es válida en los números mágicos donde predomina la estructura de borde-precipicio.

Debido a los flujos de neutrones relativamente bajos que se esperan durante el proceso s (del orden de 10⁵ ^a 10¹¹ ^neutrones por cm² ^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 incluye los isótopos estables Pb-206, 207, 208 y Bi-209; cuando el último captura otro neutrón, se convierte en Po-210 (o Bi-210m) y luego se desintegra alfa de vuelta a la masa 206. Si se captura otro neutrón, la desintegración alfa de 211 a 207 es aún más rápida. El resultado neto del ciclo es que 4 neutrones se fusionan en una partícula alfa con dos desintegraciones beta .

De hecho, este ciclo no alcanza el equilibrio porque la sección transversal de neutrones del doblemente mágico ²⁰⁸ Pb es tan pequeña que ese isótopo se acumulará y se producirá muy poco bismuto en el proceso s, como indica el gráfico anterior.

Los otros números mágicos pueden comportarse de manera similar: los núcleos estables que pasaron entre el hierro y el plomo con un número mágico de neutrones son Sr-Zr (N = 50) y Ba-Nd (N = 82) y todos esos isótopos son inusualmente abundantes y los más abundantes de su elemento (el único para los elementos impares, excepto el extremadamente raro lantano-138 radiactivo ).

El polvo estelar es un componente del polvo cósmico . Se trata de granos sólidos individuales que se condensaron durante la pérdida de masa de varias estrellas extintas. El polvo estelar existía en todo el gas interestelar antes del nacimiento del Sistema Solar y quedó atrapado en los meteoritos cuando estos se formaron a partir de la materia interestelar contenida en el disco de acreción planetario en el Sistema Solar primitivo. Hoy en día se encuentra en los meteoritos, donde se ha conservado. Los meteoritistas suelen referirse a ellos como granos presolares . Los granos enriquecidos mediante 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, ^{[ 17 ]} confirmando predicciones anteriores de que los isótopos del proceso s estarían enriquecidos, casi puros, en el polvo estelar de las estrellas gigantes rojas. ^{[ 18 ]} Estos descubrimientos impulsaron una nueva comprensión de la astrofísica y del origen de los meteoritos en el Sistema Solar. ^{[ 19 ]} 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 principal sitio 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 por estudios de espectrómetro de masas de iones de pulverización catódica de estos granos presolares de polvo estelar . ^{[ 19 ]} Varios resultados sorprendentes han mostrado 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 kriptón y xenón que las abundancias del proceso s en las atmósferas de las estrellas AGB cambiaron con el tiempo o de una estrella a otra, presumiblemente con la intensidad del flujo de neutrones en esa estrella o quizás con la temperatura. Esta es una frontera de los estudios del proceso s en la década de 2000.

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