La captura de neutrones y la producción de elementos pesados
Los neutrones libres son inestables con una vida media de 890 s (mitad de vida 617 s). Los núcleos formados por captura de neutrones son inestables respecto a decaimientos ?. Por ej.:
La captura de neutrones se divide en dos clases
El proceso s : Captura de neutrones lenta (slow), donde el núcleo producido decae a un núcleo estable antes que ocurran nuevas capturas. Produce núcleos con pocos neutrones.
El proceso r : Captura de neutrones rápida (rapid), donde el flujo de neutrones es tan intenso que el núcleo captura muchos neutrones antes de decaer. Produce núcleos con exceso de neutrones.
58Fe + n0 59Fe 59Co + e- + ?
El proceso s
Captura de neutrón
El núcleo inestable aumen-
ta su Z por decaemiento ?
La secuencia de procesos s tiene una terminación en el 209Bi, que es el núcleo estable mas masivo. La captura de neutrones por el 209Bi, lleva a un decaimiento por emisión de una partícula ? y la formación de 206Pb.
(Z, A) + n (Z, A+1) + ?
(Z, A+1) (Z+1, A+1) + e- + ?
Los números mágicos
Elementos con número de neutrones (N) o protones (Z) iguales a 28, 50, 82 o 126 son mas estables que el resto y presentan abundancias mayores.
Cuando alcanzamos un número mágico por captura de neutrones (proceso s), se hace poco probable capturar nuevos neutrones.
Estos números son un efecto de la mecánica cuántica de cáscaras completas, en forma análoga a la estabilidad química que se logra cuando se completa una cáscara de electrones en los gases nobles.
¿Dónde se produce el proceso s?
En la cáscara de quema de He en una estrella del AGB (Asymptotic Giant Branch).
Pulsos sucesivos de quema de He. La superposición de capas convectivas lleva los núcleos masivos producidos por proceso s hacia las capas exteriores. Estos son finalmente inyectados en el medio interestellar a través del viento estelar o en la eyección de la atmósfera estelar durante la formación de una nebulosa planetaria.
También se puede producir en estrellas de quema de C.
El proceso r
Si la captura de neutrones se produce en tiempos menores que la vida media del decaimiento ?, el núcleo absorberá neutrones hasta que se equilibre la remoción de neutrones por fotones energéticos con la captura.
Esto se conoce como equilibrio (n0,?) ? (?,n0)
Nuevamente los números mágicos actúan como cuellos de botella para trepar en el camino del proceso r. Cuando se alcanza un número mágico, se vuelve estable y luego tiene un decaimiento ?.
Los procesos s y r
¿Dónde se produce el proceso r?
En el viento de una estrella neutrínica naciente. El colapso del carozo en una SN Tipo II o Ib deja un estrella neutrónica caliente (T> 1011K). La que se enfría por emisión de neutrinos en una escala de tiempo de 10s. Se produce un viento que transporta hasta 10-4 M ? , suficiente para explicar la formación de los núcleos tipo r.
Falta explicar 35 núcleos
Existen 35 núcleos que no son explicable
su formación por los procesos s y r
(92 y 94Mo, 96 y 98Ru, 144Sm,…)
Solución: El proceso p
Tipos de procesos p
Captura de protones (de ahí el nombre), pero no es el principal
Núcleos r y s preexistentes expuestos a altas temp. sufren reacciones tipo (?,n0), que los vuelven ricos en p+. Luego comienzan una cascada de reacciones (?,p+) y (?,?) , que los “funden” hacia el Fe. Si la temp. baja suficientemente rápido, la caída hacia Fe es incompleta, y deja una abundancia de núcleos ricos en p+ (los núcleos tipo p).
¿Dónde se produce el proceso “p”?
En el caso de captura de p+, en el momento del pasaje del frente de choque de una SN por su envolvente rica en H.
Poco eficiente
Para la caso de la “fundición”, se da en el colapso del carozo de una SN Tipo II, en la cáscara de O/Ne. El frente de choque de la SN calienta la cáscara y “funde” parcialmente los núcleos. La desintegración solo es relevante, por lo que se ha sugerido pasar a llamar a este proceso ?.
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