Processo s: differenze tra le versioni

L'esistenza di un processo simile al processo-S fu ipotizzata in seguito alla nuove tabelle relative all'[[Abbondanza chimica|abbondanza]] degli [[Elemento chimico|elementi chimici]] pubblicate da [[Hans Suess]] e [[Harold Urey]] nel [[1956]], che evidenziavano picchi nelle abbondanze di isotopi di elementi pesanti, come lo [[stronzio]], il [[bario]] e il [[piombo]], i quali, secondo la [[meccanica quantistica]] e il [[modello nucleare a shell]], hanno nuclei particolarmente stabili, cioè quanto lo sono i [[gas 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 nel [[1957]] da [[Margaret Burbidge]], [[Geoffrey Burbidge]], [[William Alfred Fowler|William Fowler]] e [[Fred Hoyle]] che descriveva il modo in cui gli elementi pesanti vengono derivati mediante i processi S, R e [[Processo p|P]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Synthesis of the Elements in Stars |autore=E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle |rivista=Reviews of Modern Physics |anno=1957 |volume=29 |numero=4 |pagine=547–650 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1957RvMP...29..547B |doi=10.1103/RevModPhys.29.547 |accesso=12 febbraio 2012}}</ref>. Nel medesimo articolo gli autori avanzarono l'ipotesi che il processo-S avvenisse nelle [[gigante rossa|giganti rosse]]. Il caso del [[tecnezio]] era, in questo senso, particolarmente esplicativo: esso ha un'[[Emivita (fisica)|emivita]] di 4,2 milioni di anni e le sue [[Linea spettrale|righe spettrali]] erano state osservate negli [[Spettro elettromagnetico|spettri]] delle giganti rosse e delle [[Stella al carbonio|giganti al carbonio]] nel [[1952]]<ref name=CRC>{{cita libro | cognome=Hammond | nome=C. R. | titolo=Handbook of Chemistry and Physics | editore=CRC press | città= | anno=2004 |ISBN=0-8493-0485-7 |edizione=81 |capitolo=The Elements }}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Technetium in the Sun |autore=C. E. Moore |rivista=Science |anno=1951 |volume=114 |numero=2951 |pagine=59–61 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1951Sci...114...59M |doi=10.1126/science.114.2951.59 |accesso=12 febbraio 2012}}</ref>. Poiché questi tipi di stelle hanno un' età di diversi miliardi di anni, la presenza del tecnezio nelle loro [[Atmosfera stellare|atmosfere]] non può essere dovuta né a una sua preesistenza nelle [[Nube interstellare|nubi]] da cui queste stelle si sono formate, né alle reazioni di fusione che avvengono nel [[nucleo solare|nucleo stellare]], nè a eventi connessi alle primissime fasi di vita della stella risalenti a miliardi di anni prima.

Il processo-S avviene nelle stelle poste nel [[ramo asintotico delle giganti]] e ha una scala di durata di migliaia di anni. Viceversa il processo-R avviene durante l'esplosione delle [[supernova]]e e ha una durata di pochi secondi. Il processo-S ha l'effetto di aumentare il [[numero di massa]] degli [[atomo|atomi]] 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.

Si distinguono due tipi di processi-S, chiamati ''ramo principale'' e ''ramo debole''. Il principale produce elementi più pesanti dello [[stronzio]] e dell'[[ittrio]] fino al [[piombo]] nelle stelle giganti a bassa [[metallicità]] e di piccola [[massa (fisica)|massa]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Heavy elements in stars |autore=A. I. Boothroyd |rivista=Science |anno=2006 |volume=314 |numero=5806 |pagine=1690–1691 |url=http://www.sciencemag.org/content/314/5806/1690 |doi=10.1126/science.1136842 |accesso=14 febbraio 2012}}</ref>. 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 nello [[spazio interstellare]].

A questo punto il [[Piombo|²⁰⁶Pb]] cattura tre neutroni sintetizzando il [[Piombo|²⁰⁹Pb]], che decade nel [[Bismuto|²⁰⁹Bi]] per decadimento β^-, facendo ripartire il ciclo:

| 4 [[neutrone|n]] || →

I granuli di [[carburo 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 della [[polvere interstellare]]. Tale polvere ha contaminato la [[Formazione ed evoluzione del sistema solare|nube]] da cui il sistema solare è nato e di conseguenza anche gli [[asteroide|asteroidi]] nati dalla nube e le [[Meteorite|meteoriti]] che cadono sulla [[Terra]]. 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<ref name="Clayton2004">{{cita pubblicazione |titolo=Astrophysics with Presolar stardust |autore=D. D. Clayton, L. R. Nittler |rivista=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |anno=2004 |volume=42 |numero=1 |pagine=39–78 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ARA&A..42...39C |doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134022 |accesso=16 febbraio 2012}}</ref>.