Processo s
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O processo s (de slow, lento, em inglês), ou captura lenta de nêutrons é um tipo de nucleossíntese que requer condições de menor densidade neutrônica e menor temperatura nas estrelas que o processo r.[1] Nessas condições o índice de captura neutrônica pelos núcleos é lento se o comparamos com a velocidade de desintegração beta. São obtidos isótopos estáveis movendo-se ao longo do vale de estabilidade dentro da tabela de isótopos. O processo s produz aproximadamente a metade dos elementos mais pesados que o ferro e portanto desempenha um papel importante dentro da evolução química galáctica. O proceso s difere do r, mais rápido, em termos de caminhos de reação e condições de reação.
Acredita-se que o processo s ocorra em estrelas mais massivas que o Sol, principalmente nas pertencentes ao ramo assintótico das gigantes (AGB em inglês). A diferença do processo r, que pode dar-se durante segundos em cercanias explosivas, o processo s pode alongar-se por milhares de anos. O grau segundo o qual o processo s faz aumentar o número atômico dos elementos ao longo da tabela isotópica depende essencialmente da capacidade da estrela para produzir nêutrons, e pela quantidade inicial de ferro presente. O ferro é o material de partida necessário para que se dê este tipo de captura neutrônica-desintegração beta, a partir da qual se sintetizam novos elementos.
Fontes de nêutrons
[editar | editar código-fonte]As principais fontes de nêutrons são:
Se aprecia facilmente qual venha ser a principal fonte de nêutrons e qual a secundária (ver processo triplo-alfa). A fonte principal produz elementos pesados além do Sr e do Y, até chegar ao chumbo nas estrelas com o índice de metalicidade mais baixo. O lugar de produção do componente principal são as estrelas menos massivas do ramo assintótico das gigantes. O componente secundário do processo s abarca elementos do grupo do ferro até o estrôncio e o ítrio, e inicia ao final do ciclo de fusão nuclear do hélio e do carbono nas estrelas mais massivas.
O processo s é frequentemente tratado usando a chamada "aproximação local", que dá um modelo teórico das abundâncias dos diferentes elementos baseando-se na suposição de um fluxo neutrônico constante dentro das estrelas, de modo que o quociente de abundâncias seja inversamente proporcional ao quociente de captura neutrônica por seção transversal para cada isótopo. Esta aproximação é, como seu próprio nome indica, somente válida localmente, para isótopos de massas parecidas. Devido aos fluxos neutrônicos relativamente baixos que se esperam para que se dê o processo s (da ordem de 105 a 1011 nêutrons por cm² por segundo), não podem obter-se elementos além dos isótopos radioativos do tório ou urânio. O ciclo que põe fim ao processo S é:
É então quando o 206Pb captura três nêutrons dando 209Pb, o qual se desintegra emitindo um elétron dando 209Bi, reiniciando-se o processo.
- ↑ Burbidge, E.M.; et al. (outubro de 1957). «Synthesis of the Elements in Stars». Reviews of Modern Physics (em inglês). 29 (4): 547-654. doi:10.1103/RevModPhys.29.547
