El proceso lento de captura de neutrones , o s -proceso , es una serie de reacciones en astrofísica nuclear que ocurren en las estrellas, particularmente en las estrellas gigantes asintóticas . 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 captura de neutrones para formar un isótopo con una masa atómica mayor . Si el nuevo isótopo es estable , puede ocurrir una serie de aumentos en la masa, pero si es inestable , entonces ocurrirá la desintegración beta , produciendo un elemento del siguiente número atómico más alto . 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 deisobaras estables a la desintegración beta en la tabla de nucleidos .
El proceso s puede producir una variedad de elementos e isótopos , debido a la intervención de los 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 termina eventualmente en un ciclo que involucra plomo , bismuto y polonio .
Los s -Proceso contrasta con el r -process , en el que las sucesivas capturas de neutrones son rápida : que sucedan 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 explican la mayor parte de la abundancia relativa de elementos químicos más pesados que el hierro.
Se vio 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, de acuerdo con la mecánica cuántica y el modelo de capa nuclear , son núcleos particularmente estables, al igual que los gases nobles son químicamente inertes . Esto implicaba que debían crearse algunos núcleos abundantes mediante la captura lenta de neutrones.y sólo se trataba de determinar cómo se podrían explicar otros núcleos mediante dicho proceso. Una mesa de prorrateo de los isótopos pesados entre s -process y r -process fue publicado en la famosa B 2 artículo de revisión FH en 1957. [2] Hay También se argumentó que la s -process ocurre en gigantes rojas estrellas. 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 externas 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 energía.