Processo R:
É a captura neutrônica rápida, para elementos radioativos que se encontram em alta densidade neutrônica. Os núcleos são bombardeado por um fluxo de nêutrons, que consequentemente gera um núcleo instável que logo decaem rapidamente formando um outro isótopo estável mas rico em nêutrons.
Acredita-se que o processo r ocorre no núcleo de ferro(Fe) das supernova de colapso, estado necessário para este fenômeno físico no espaço. Entretanto, o processo R produz pouquíssimos elementos, e poucos escapam para o exterior da supernova.
Imagem ilustrativa de uma supernova, tempo do colapso da estrela.
Com o grande fluxo de nêutrons (1022 nêutrons por cm² por segundo), a velocidade de formação dos isótopos é maior que a de desintegração beta (β), os elementos sintetizados sobre está via sobem rapidamente pela linha de estabilidade N/Z, inclusive passando pela zona de instabilidade (neutron drip line).
Processo S:
Está via se síntese de elementos por captura lenta de nêutrons, é um tipo de nucleossíntese que necessita de condições de menor densidade neutrônica e menor temperatura nas estrelas.
O processo S gera grandes quantidades de elementos com número maior que o ferro(Fe), essa via representa grande papel na evolução química galáctica.
Este processo ocorre somente em estrelas massivas que o sol. Tendo como ponto de partida o núcleo de ferro(Fe) de uma estrela massiva. O núcleo possibilita a larga produz de nêutrons essencial para o aumento do número atômico dos elementos na tabela dos isótopos.
O ferro(Fe) é importante para o tipo de captura neutrônica-desintegração beta (β), formam novos elementos.
Algumas formas de uma estrela produzir nêutrons:
A fonte principal produz elementos (processo triplo-alfa) além do estrôncio(Sr) e do ítrio(Y), se aproximando do chumbo(Pb) com o índice de metalicidade baixa. O processo S abarca elementos do grupo do ferro(Fe) até o estrôncio(Sr) e o ítrio(Y), e inicia ao ciclo final de combustão do hélio(He) e carbono(C) nas estrelas massivas.
Devido o fluxo neutrônico baixo (105 a 1011 nêutrons por cm2 por segundo), não se obter-se elementos além dos isótopos radioativos do tório(Th) ou urânio(U).
209Bi captura um nêutron, produzindo 210Bi que decai para 210Po por decaimento de um β-. 210Po por sua vez decai para 206Pb por decaimento α.
O chumbo (206Pb) captura três nêutrons forma chumbo (209Pb), no qual ocorre a desintegra emitindo um elétron dando bismuto (209Bi), o processo recomeça.
O processo S gera grandes quantidades de elementos com número maior que o ferro(Fe), essa via representa grande papel na evolução química galáctica.
Este processo ocorre somente em estrelas massivas que o sol. Tendo como ponto de partida o núcleo de ferro(Fe) de uma estrela massiva. O núcleo possibilita a larga produz de nêutrons essencial para o aumento do número atômico dos elementos na tabela dos isótopos.
O ferro(Fe) é importante para o tipo de captura neutrônica-desintegração beta (β), formam novos elementos.
Algumas formas de uma estrela produzir nêutrons:
13C + α → 16O + n
22Ne + α → 25Mg + n
A fonte principal produz elementos (processo triplo-alfa) além do estrôncio(Sr) e do ítrio(Y), se aproximando do chumbo(Pb) com o índice de metalicidade baixa. O processo S abarca elementos do grupo do ferro(Fe) até o estrôncio(Sr) e o ítrio(Y), e inicia ao ciclo final de combustão do hélio(He) e carbono(C) nas estrelas massivas.
Ramo Assintótico Gigante, estrela de baixa massa e moderada. O seu interior possui um núcleo inerte de carbono(C) e oxigênio(O), uma camada em torno do núcleo onde ocorre a fusão do hélio(He).
Devido o fluxo neutrônico baixo (105 a 1011 nêutrons por cm2 por segundo), não se obter-se elementos além dos isótopos radioativos do tório(Th) ou urânio(U).
209Bi captura um nêutron, produzindo 210Bi que decai para 210Po por decaimento de um β-. 210Po por sua vez decai para 206Pb por decaimento α.
20983Bi +
n → 21083Bi + γ
21083Bi → 21084Po +
e- + Ve
21084Po → 20682Pb + 42He
O chumbo (206Pb) captura três nêutrons forma chumbo (209Pb), no qual ocorre a desintegra emitindo um elétron dando bismuto (209Bi), o processo recomeça.
20682Pb + 3n → 20982Pb
20982Pb → 20983Bi
+ e- + Ve
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