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El proceso-S o captura lenta de neutrones es un tipo de nucleosíntesis que requiere condiciones de menor densidad neutrónica y menor temperatura en las estrellas que el proceso-R. En esas condiciones el índice de captura neutrónica por los núcleos es lento si lo comparamos con la velocidad de desintegración beta. Se obtienen isótopos estables moviéndose a lo largo del valle de estabilidad dentro de la tabla de isótopos. El proceso S produce aproximadamente la mitad de los elementos más pesados que el hierro y por lo tanto desempeña un papel importante dentro de la evolución química galáctica. El proceso S difiere del R, más rápido, en términos de caminos de reacción y condiciones de reacción.

El proceso S se cree que se da en estrellas más masivas que el Sol, principalmente en las pertenecientes a Rama Asintótica Gigante (AGB en inglés). A diferencia del proceso R, que puede darse durante segundos en entornos explosivos, el proceso S puede alargarse miles de años. El grado según el cual el proceso S hace aumentar el número atómico de los elementos a lo largo de la tabla isotópica depende esencialmente de la capacidad de la estrella para producir neutrones, y por la cantidad inicial de hierro presente. El hierro es el material de partida necesario para que se dé este tipo de captura neutrónica-desintegración beta, a partir de la cual se sintetizan nuevos elementos.

Las principales fuentes de neutrones son:

13C + α16O + n
22Ne + α → 25Mg + n

Se aprecia fácilmente cuál va a ser la principal fuente de neutrones y cuál la secundaria (véase proceso triple-alfa). La fuente principal produce elementos pesados más allá del Sr y del Y, hasta llegar al plomo en las estrellas con el índice de metalicidad más bajo. El lugar de producción del componente principal son las estrellas menos masivas de la Rama Asintótica Gigante. El componente secundario del proceso S abarca elementos del grupo del hierro hasta el Sr y el Y, y empieza al final del ciclo de combustión de helio y carbono en las estrellas más masivas.

El proceso S a menudo se trata matemáticamente usando la llamada "aproximación local", que da un modelo teórico de las abundancias de los diferentes elementos basándose en la asunción de un flujo neutrónico constante dentro de las estrellas, de modo que el cociente de abundancias sea inversamente proporcional al cociente de captura neutrónica por sección transversal para cada isótopo. Esta aproximación es, como su propio nombre indica, solamente válida localmente, para isótopos de masas parecidas. Debido a los flujos neutrónicos relativamente bajos que se esperan para que se dé el proceso S (del orden de 105 a 1011 neutrones por cm2 por segundo), no pueden obtenerse elementos más allá de los isótopos radiactivos del torio o el uranio. El ciclo que pone fin al proceso S es:

209Bi + n° → 210Bi + γ
210Bi → 210Po + β-
210Po → 206Pb + α

Es entonces cuando el 206Pb captura tres neutrones dando 209Pb, el cual se desintegra emitiendo un electrón dando 209Bi, reanudándose el proceso.fr:Processus S ko:S-과정 lt:S procesas zh:S-過程

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