Il processo s: dal ferro al piombo

I nuclei con 50, 82 o 126 neutroni hanno gusci di neutroni chiusi, i numeri magici della fisica nucleare. Catturano malvolentieri un neutrone in più: le loro sezioni d'urto di cattura sono molto più piccole di quelle dei vicini. La materia che scorre lungo il percorso si accumula davanti a loro come il traffico davanti a una strettoia. Per questo le abbondanze solari mostrano picchi del processo s allo stronzio, all'ittrio e allo zirconio (N = 50), al bario, al lantanio e al cerio (N = 82) e al piombo (N = 126) [1]. Nella carta qui sopra i tre gusci sono le colonne ombreggiate.

Nel 1961 Clayton, Fowler, Hull e Zimmerman calcolarono come si accumulano le abbondanze lungo una tale catena di catture [7]. Dove il flusso è stazionario, un nucleo che cattura facilmente si consuma in fretta e resta raro, e uno che cattura a fatica si accumula: il prodotto della sezione d'urto per l'abbondanza cambia solo lentamente tra i gusci chiusi, e cala a gradini in corrispondenza di essi. Le sezioni d'urto misurate e le abbondanze solari dei nuclei prodotti solo dal processo s mettono alla prova questo quadro, ed è per questo che le sezioni d'urto vanno conosciute bene.

Due tipi di stelle fanno funzionare il processo s. La maggior parte avviene in stelle da una a tre volte la massa del Sole verso la fine della loro vita, quando si sono gonfiate in giganti rosse; il resto in stelle di più di circa dieci masse solari, prima che esplodano. Le prime costruiscono nuclei fino al piombo, le seconde soprattutto fino allo stronzio.

Nel processo r, in una fusione di stelle di neutroni o in un'esplosione simile, i nuclei catturano neutroni molto più in fretta di quanto decadano, e vengono spinti lontano verso il lato della carta ricco di neutroni. Quando i neutroni si esauriscono, i nuclei decadono all'indietro, lungo linee di numero di massa costante, finché ogni catena incontra il primo nucleo stabile sulla sua strada. Un nucleo stabile che ha un vicino stabile con la stessa massa e carica minore è quindi schermato: i decadimenti del processo r si fermano al vicino. Se il percorso del processo s lo attraversa, è un nucleo solo s, prodotto soltanto dal processo s. Ne sono esempi il ¹⁴⁸Sm e il ¹⁵⁰Sm, schermati dal ¹⁴⁸Nd e dal ¹⁵⁰Nd, e il ²⁰⁴Pb, schermato dal ²⁰⁴Hg [1]. Le loro abbondanze solari misurano direttamente il processo s, senza il contributo del processo r.

Al contrario, gli isotopi stabili più ricchi di neutroni di un elemento sono spesso saltati dal processo s, perché l'isotopo che li precede decade prima di poter catturare. Sono nuclei solo r, come il ¹⁵⁰Nd e il ¹⁷⁶Yb. Gli isotopi stabili più rari, ricchi di protoni, non sono raggiunti da nessuno dei due; appartengono al processo p. Nella carta i nuclei solo s trovati dalla regola sono pieni in arancione.

Nel 1952 Paul Merrill trovò le righe del tecnezio negli spettri delle giganti rosse di classe S [9]. Il tecnezio non ha isotopi stabili, e anche i più longevi durano pochi milioni di anni, molto meno dell'età di quelle stelle: era stato prodotto al loro interno, di recente. Fu la prima prova diretta che le stelle costruiscono gli elementi, e il processo s produce il ⁹⁹Tc lungo il suo percorso [1].

Nel 1987 nel meteorite di Murray furono trovati grani di carburo di silicio di meno di un micrometro, con composizioni isotopiche diverse da tutto ciò che si è formato nel Sistema Solare [10]. Si condensarono nei venti di stelle AGB prima che nascesse il Sole, e il kripton, lo stronzio e il bario intrappolati al loro interno portano l'impronta del processo s di una singola stella, misurata atomo per atomo in laboratorio [1].

In una stella povera di ferro gli stessi neutroni cadono su meno semi, quindi ogni seme ne cattura di più e il flusso arriva fino al piombo. Le analisi classiche delle abbondanze solari avevano bisogno di una terza componente, quella forte, per produrre circa metà del ²⁰⁸Pb; la forniscono le stelle AGB di bassa metallicità [1]. Nel 2001 furono scoperte tre di queste stelle, arricchite di piombo più che di qualunque altro elemento più pesante del ferro, come prevedevano i modelli [11].

Alcune stelle antiche mostrano una miscela che né il processo s né il processo r spiegano. Quando l'idrogeno viene rimescolato in uno strato di elio caldo, il ¹³C si forma e brucia subito, e la densità di neutroni sale fino a circa 10¹⁵ per centimetro cubo, tra i valori del processo s e quelli del processo r: è il processo intermedio, o processo i, proposto per la prima volta da Cowan e Rose nel 1977 [12, 13].

Alcuni nuclei radioattivi lungo il percorso vivono all'incirca quanto l'attesa del neutrone successivo: da anni a secoli. Lì il percorso si biforca. Alcuni nuclei decadono, altri catturano un altro neutrone, e la ripartizione dipende dalla densità di neutroni e, dove il decadimento stesso cambia con il calore della stella, dalla temperatura. Le abbondanze degli isotopi oltre un tale punto di diramazione registrano le condizioni all'interno della stella che li ha prodotti [1]. Tre esempi classici sono indicati con A, B e C sulla carta.

Oggi i punti di diramazione radioattivi si possono misurare direttamente, su campioni prodotti nei reattori. La ¹⁷¹Tm(n,γ)¹⁷²Tm, sul tulio che vive due anni, è stata misurata a n_TOF e a SARAF: il tulio-171 cattura 2,6 volte meno facilmente di quanto indicassero le librerie generali JEFF-3.3 ed ENDF/B-VIII [23]. La ²⁰⁴Tl(n,γ)²⁰⁵Tl, su nove milligrammi di tallio che vive quasi quattro anni, decide quanto piombo-204, prodotto solo dal processo s, si forma, ed è stata misurata per la prima volta nel 2024 [24]. Il ⁹³Zr vive 1,6 milioni di anni: nella stella cattura come un nucleo stabile, e quello che ne resta decade più tardi in niobio; la ⁹³Zr(n,γ)⁹⁴Zr è stata misurata a n_TOF fino a 8 keV [25].

Tutto ciò che c'è in questa pagina si basa su misure di laboratorio di quanto facilmente ciascun nucleo cattura un neutrone alle energie che i neutroni hanno dentro una stella, intorno a 30 keV, l'energia di un gas a circa 350 milioni di gradi. Due tipi di esperimento la misurano: uno cronometra il volo di ciascun neutrone, l'altro irraggia un campione e conta in che cosa si è trasformato.