Fotodesintegração

 A fotodesintegração ocorre quando um raio gama (γ) altamente carregado de energia em um núcleo atômico e causa a excitação do mesmo, o núcleo decai em dois ou mais núcleos. Quando um próton ou nêutron é expulso pelo choque de um raio gama (γ) incidente, em uma situação extrema o raio gama (γ) causa a reação espontânea de fissão nuclear. A fotodesintegração é endotérmica (reação que absorve energia) para núcleos atômicos leves do que o ferro(₂₆Fe) e a exotérmica (libera de energia) para núcleos mais pesados do que o próprio ferro (₂₆Fe).

γ +  ⁵⁶Fe → 13 ⁴He +  4n

 Os núcleos de Hélio(He) se divide em prótons e nêutrons, isso possibilita a criação de novos elementos, através da fotodesintegração.

γ + ⁴He → 2p⁺ + 2n

 A fotodesintegração é responsável por síntese de alguns elementos pesados, ricos em prótons, ocorre no processo p e supernovas.

Processo p:

 Esse processo ainda está em debate, mas o processo p é diferente do processos r, s e rp. Esse processo consegue produzir elementos Platina (₁₉₀Pt) e Itérbio (₁₆₈Yb), esses núcleos são ricos em prótons. 

 Existe uma causa da abundância de isótopos de número atômico maior que 100 ricos em prótons na fotodesintegração, são ocasionados por raios gamas (γ), nêutrons e partículas alfa (α). As temperatura obtida em uma supernova oscilam 2.10⁹ e 3.10⁹ kelvin, a radiação de um corpo negro produz uma série de fótons que tem chances de desintegrar núcleos formandos nos Processos S e R.

Fotodesintegração do neônio:

 Quando o núcleo de uma estrela completa o estágio do Carbono (C), o núcleo contrai-se até chegar na temperatura de 1,2.10⁹ K, a estrela consegue conter o colapso por um curto período de tempo. Essa temperatura os fótons irradiados no centro do núcleo consegue fazer a fotodesintegração do neônio-20, sendo endotérmico (absorve energia) e o subproduto resulta em uma exotérmica (libera energia).

γ + ²⁰Ne → ¹⁶O + α              Q = -4,73 MeV

α + ²⁰Ne → ²⁴Mg + γ           Q = 9,31 MeV

 Consequentemente deve haver grandes quantidades de oxigênio (¹⁶O) e Magnésio (²⁴Mg) originando novas camadas de fusão. Além do neônio existem outras camadas de carbono (C), hélio (He) e hidrogênio(H). Os ventos solar desprende grandes quantidades de hidrogênio (H) e são perdidas no espaço.

Fotodesintegração e fusão do silício:

 A estrela que atinge o 2,7.10⁹K e 3.10⁷ g/cm³ , ocorre a combustão do silício (²⁸Si) que inicia um complexas reações que mantém a estrela estável por um único dia. Uma parte do núcleo de silício-28 se choca com fótons ultraenergéticos, que transforma em outros isótopos como de silício-27 e magnésio-24. Muitos prótons e nêutrons são reemitidos e são recapturados por átomos cada vez mais complexos até o pico ferro(Fe).

 O Silício (²⁸Si) alcança temperaturas adequadas para formar níquel-56, que se degrada até o ferro-56, elemento final no qual deixa de ser uma reação exotérmica, a o núcleo atinge o equilíbrio estático nuclear (Fe56 + Ni56). 

²⁸Si + ²⁸Si → ⁵⁶Ni + γ

⁵⁶Ni + ⁵⁶Co → e^- + V_e

⁵⁶Co + ⁵⁶Fe  → e^- + V_e