Nuclei p
In astrofisica e fisica nucleare, con la dizione nuclei p (dove la p sta per nuclei ricchi in protoni) ci si riferisce ad alcuni isotopi naturali, ricchi in protoni rispetto al contenuto di neutroni, di alcuni elementi chimici pesanti compresi tra il selenio e il mercurio, che non possono essere prodotti nel corso della nucleosintesi stellare né con il processo r, né con il processo s.
Definizione[modifica | modifica wikitesto]
Il classico articolo di Burbidge, Burbidge, Fowler and Hoyle, noto come articolo B2FH,[1] e quello di Cameron,[2] entrambi pubblicati nel 1957, hanno mostrato che la maggioranza dei nuclidi naturali degli elementi chimici più pesanti del ferro possono essere prodotti attraverso due processi di cattura neutronica, il processo r e il processo s. Tuttavia alcuni nuclidi ricchi in protoni che vengono generati nel corso della nucleosintesi stellare non vengono prodotti in questi due processi; la loro sintesi richiede pertanto un processo addizionale. Questi nuclei vengono chiamati nuclei.
Poiché la definizione dei nuclei p dipende dalle conoscenze dei due processi r e s che avvengono nella nucleosintesi, la lista dei nuclei p che originariamente comprendeva 35 elementi, si è continuamente modificata nel corso degli anni.
Ad esempio, attualmente si è compreso che l'abbondanza chimica degli elementi 152Gd e 164Er contiene forti contributi del processo s.[3] Invece nella sintesi di 113In e 115Sn, un piccolo contributo è dato dal processo r.[4]
Presenza in natura[modifica | modifica wikitesto]
I radionuclidi a lunga emivita 92Nb, 97Tc, 98Tc e 146Sm non sarebbero da considerare nuclei p secondo la definizione classica, in quanto non si trovano naturalmente sulla Terra. Ma in base alla stessa definizione, sarebbero da includere in quanto non possono formarsi nel processo s e nel processo r. La loro scoperta nei prodotti di decadimento dei grani presolari, indica che almeno 92Nb e 146Sm erano presenti nella nebulosa solare primitiva. Questo permette di stimare il tempo trascorso dalla loro formazione prima della formazione del nostro sistema solare.[5]
I nuclei p sono piuttosto rari. Gli isotopi ricchi in nuclei p sono in genere da dieci a mille volte meno abbondanti degli altri isotopi di un dato elemento. Le loro abbondanze si possono determinare solo con indagini geochimiche e analisi di materiale meteoritico dei grani presolari. Pertanto la conoscenza sull'abbondanza dei nuclei p è ristretta al sistema solare e non noto se la loro presenza è tipica della nostra galassia.[6]
Lista di nuclei p[modifica | modifica wikitesto]
| Nuclide | Abbondanza | Note |
|---|---|---|
| 74Se | 0,86% | Nuclide stabile |
| 78Kr | 0,36% | Radionuclide a vita lunga (emivita 9,2x10^21 anni) |
| 84Sr | 0.56% | Nuclide stabile |
| 92Nb | tracce | Radionuclide a vita lunga (emivita 3,47x10^7 anni); non è un classico nucleo p, ma non può essere prodotto nei processi r e s |
| 92Mo | 14,65% | Nuclide stabile |
| 94Mo | 9,19% | Nuclide stabile |
| 97Tc | radioisotopo sintetico | Radionuclide a vita lunga (emivita 4,21x10^6 anni); non è un classico nucleo p, ma non può essere prodotto nei processi r e s |
| 98Tc | radioisotopo sintetico | Radionuclide a vita lunga (emivita (4,2x10^6 anni); non è un classico nucleo p, ma non può essere prodotto nei processi r e s |
| 96Ru | 5,54% | Nuclide stabile |
| 98Ru | 1,87% | Nuclide stabile |
| 102Pd | 1,02% | Nuclide stabile |
| 106Cd | 1,25% | Nuclide stabile |
| 108Cd | 0,89% | Nuclide stabile |
| 113In | 4,28% | Nuclide stabile. (Parzialmente) prodotto nel processo s? Contributi dal processo r? |
| 112Sn | 0,97% | Nuclide stabile |
| 114Sn | 0,66% | Nuclide stabile |
| 115Sn | 0,34% | Nuclide stabile. (Parzialmente) prodotto nel processo s? Contributi dal processo r? |
| 120Te | 0,09% | Nuclide stabile |
| 124Xe | 0,095% | Radionuclide a vita lunga (emivita 1,8x10^22 anni) |
| 126Xe | 0,089% | Nuclide stabile |
| 130Ba | 0,11% | Radionuclide a vita lunga (emivita 1,6x10^21 anni) |
| 132Ba | 0,10% | Nuclide stabile |
| 138La | 0,089% | Radionuclide a vita lunga (emivita 1,05x10^11 anni); prodotto nel processo v |
| 136Ce | 0,186% | Nuclide stabile |
| 138Ce | 0,251% | Nuclide stabile |
| 144Sm | 3,08% | Nuclide stabile |
| 146Sm | radioisotopo sintetico | Radionuclide a vita lunga (emivita 6,8x10^7 anni); non è un classico nucleo p, ma non può essere prodotto nei processi r e s |
| 152Gd | 0,20% | Radionuclide a vita lunga (emivita 1,08x10^14 anni); (parzialmente) prodotto nel processo s? |
| 156Dy | 0,056% | Nuclide stabile |
| 158Dy | 0,095% | Nuclide stabile |
| 162Er | 0,139% | Nuclide stabile |
| 164Er | 1,601% | Nuclide stabile; (Parzialmente) prodotto nel processo s? |
| 168Yb | 0,126% | Nuclide stabile |
| 174Hf | 0,16% | Radionuclide a vita lunga (emivita 7,0x10^16 anni) |
| 180mTa | 0,012% | Nuclide stabile; è il più stabile isomero nucleare che si trova in natura; (parzialmente) prodotto nel processo v; contributi dal processo s? |
| 180W | 0,12% | Radionuclide a vita lunga (emivita 1,8x10^18 anni) |
| 184Os | 0,02% | Radionuclide a vita lunga (emivita 1,13x10^13 anni) |
| 190Pt | 0,012% | Radionuclide a vita lunga (emivita 6,5x10^11 anni) |
| 196Hg | 0,15% | Nuclide stabile |
Origine dei nuclei p[modifica | modifica wikitesto]
La produzione astrofisica dei nuclei p non è ancora del tutto compresa. Secondo le attuali simulazioni al computer, il processo γ che avviene nelle supernovae di tipo II non può produrre in quantità sufficiente tutti i nuclei p, e occorre quindi ipotizzare altri meccanismi di produzione. È anche ragionevole attendersi che non ci sia un unico processo responsabile della produzione di tutti i nuclei p, e che in differenti siti dello spazio si producano tipi differenti di nuclei p.[7]
Note[modifica | modifica wikitesto]
- ^ E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler e Fred Hoyle, Synthesis of the Elements in Stars (PDF), in Reviews of Modern Physics, vol. 29, n. 4, 1957, pp. 547–650, Bibcode:1957RvMP...29..547B, DOI:10.1103/RevModPhys.29.547. URL consultato il 19 dicembre 2022 (archiviato dall'url originale il 24 giugno 2016).
- ^ A. G. W. Cameron, Nuclear Reactions in Stars and Nucleogenesis, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 69, n. 408, IOP Publishing, 1957, p. 201-222, Bibcode:1957PASP...69..201C, DOI:10.1086/127051, ISSN 0004-6280.
- ^ Claudio Arlandini, Franz Kappeler, Klaus Wisshak, Roberto Gallino, Maria Lugaro, Maurizio Busso e Oscar Straniero, Neutron Capture in Low‐Mass Asymptotic Giant Branch Stars: Cross Sections and Abundance Signatures, in The Astrophysical Journal, vol. 525, n. 2, American Astronomical Society, 10 novembre 1999, pp. 886–900, DOI:10.1086/307938, ISSN 0004-637X, arXiv:astro-ph/9906266.
- ^ Zs. Nemeth, F. Kaeppeler, C. Theis, T. Belgya e S. W. Yates, Nucleosynthesis in the Cd-In-Sn region, in The Astrophysical Journal, vol. 426, American Astronomical Society, 1994, p. 357-365, DOI:10.1086/174071, ISSN 0004-637X.
- ^ N. Dauphas, T. Rauscher, B. Marty e L. Reisberg, Short-lived p-nuclides in the early solar system and implications on the nucleosynthetic role of X-ray binaries, in Nuclear Physics A, vol. 719, Elsevier BV, 2003, pp. C287–C295, DOI:10.1016/s0375-9474(03)00934-5, ISSN 0375-9474, arXiv:astro-ph/0211452.
- ^ M. Arnould e S. Goriely, The p-process of stellar nucleosynthesis: astrophysics and nuclear physics status, in Physics Reports, vol. 384, 1–2, Elsevier BV, 2003, pp. 1–84, DOI:10.1016/s0370-1573(03)00242-4, ISSN 0370-1573.
- ^ T. Rauscher: Origin of p-Nuclei in Explosive Nucleosynthesis. In: Proceedings of Science XI_059.pdf PoS(NIC XI)059, 2010 (arXiv.org:1012.2213)
