Captura neutrónica

La captura neutrónica o captura tèrmica és un tipo de reacció nuclear en la que un neutró lliure colisiona en un núcleu atòmic sense produir fissió, de suerte que es combinen per a formar un núcleu més pesat.

La principal condició per a que els neutrons siguen capturats és que deuen moure's tant estos com els núcleus blanc a velocitats paregudes, és dir, deuen tindre temperatures similars.

Un neutró lliure a una velocitat relativament baixa és una partícula inestable, en una vida mija de 15 minuts, aixina que el procés de captura neutrónica està condicionat per esta circumstància. Quan el neutró és capturat pel núcleu sol lliberar immediatament l'excés d'energia per mig d'un event de decaiguda Gamma; ademés, el nou núcleu pot sofrir una desintegració beta per a conseguir major estabilitat.

Tipos de processos de captura neutrónica

Hi ha dos tipos de processos de captura neutrónica: un procés de captura «ràpida» (processe-r) i un procés de captura «llenta» (processe-s). Estos processos poden generar, per a un mateix núcleu blanc, distints isòtops; és més, alguns isòtops solament poden resultar d'un o un atre procés, pero no d'abdós.

Processe-r

Artícul principal → Processe R.

El procés-r (per «rápido») és un procés de captura neutrónica per a elements radiactius que es dona en condicions d'alta temperatura i alta densitat neutrónica. Està relacionat en els processos-s i -p. En el procés-r els núcleus són bombardejats per un elevat fluix de neutrons per a crear núcleus molt inestables en gran cantitat de neutrons que, a la seua volta, decauen molt ràpidament per a formar núcleus estables pero sempre molt rics en neutrons.

Es creu que el procés-r actua en el núcleu de ferro de les supernovas de colapse (tipos Ib, Ic i II), a on es donen les condicions físiques necessàries. No obstant, l'escassa abundància observada d'elements resultants del processe-r requerix que, o be solament una chicoteta fracció dels elements creats per esta via són lliberats a l'exterior de la supernova, o be en cada supernova es formen per este mecanisme sol chicotetes cantitats d'elements.

Per l'altíssim fluix neutrónico en este procés (de l'orde de 10²² neutrons per cm² per segon), la velocitat de formació isotòpica és molt major que la de la desintegració beta posterior, per lo que els elements creats per esta via ascendixen ràpidament per la llínea d'estabilitat N/Z (número de neutrons / número de protones o número atómico), inclús travessant zones d'inestabilitat, en a on l'energia de separació neutrónica (en anglés neutron drip line) és zero. Els neutrons s'acumulen, creant nous isòtops fins a aplegar a la regió a on la massa atòmica és 270 (zona del rutherfordio - darmstadtio), a on experimenten fissions espontànees per l'inestabilitat del núcleu format.

Els picos d'abundància d'elements observats mostren evidències de la captura neutrónica ràpida seguida d'una desintegració beta posterior, ya que els picos d'abundància del processe-r estan 10 uma per baix dels formats pel procés-s, indicant que l'ascens per la llínea N/Z dona lloc a capes neutròniques tancades en la suficient deficiència protónica com per a fer els picos resolubles.

El procés-r implica una captura múltiple de neutrons, que produïx un núcleu inestable que ràpidament decau per mig d'una série de desintegracions beta fins a aplegar a un isòtop estable. Este procés és rellevant en la nucleosíntesis estelar per la gran cantitat de neutrons lliures presents.

Processe-s

El procés-s (de l'anglés slow, «llent») implica la captura d'un sol neutró que produïx un núcleu estable, o que decau per mig de desintegració beta en un núcleu estable abans de que es puga produir una atra captura neutrónica. És un tipo de nucleosíntesis que requerix condicions de menor densitat neutrónica i menor temperatura en les estreles que el procés-r. En eixes condicions l'índex de captura neutrónica pels núcleus és llent si ho comparem en la velocitat de la desintegració beta. S'obtenen isòtops estables movent-se a lo llarc de la vall d'estabilitat dins de la taula d'isòtops. El procés-s produïx aproximadament la mitat dels elements més pesats que el ferro i, per lo tant, eixercita un paper important dins de l'evolució química galàctica. El procés-s diferix del -r, més ràpit, en térmens de camins de reacció i condicions de reacció.

Es creu que el procés-s es dona en estreles més massives que el Sol, principalment en aquelles situades en la branca asintòtica jaganta (asymptotic giant branch, en anglés). A diferència del processe-r, que pot donar-se durant segons en entorns explosius, el procés-s pot allargar-se mils d'anys. El grau segons el qual el procés-s fa aumentar l'número atómico dels elements a lo llarc de la taula isotòpica depén essencialment de la capacitat de l'estrela per a produir neutrons i per la cantitat inicial de ferro present. El ferro és el material de partida necessari per a que es done este tipo de captura neutrónica + desintegració beta, a partir de la qual se sintetisen nous elements.

Les principals fonts de neutrons són:

¹³C + α → ¹⁶O + n

²²Ne + α → ²⁵Mg + n

S'aprecia fàcilment quin va a ser la principal font de neutrons i quin la secundària (vore procés triple-alfa). La font principal produïx elements pesats més allà del estronci (Sr) i del itri (I), fins a aplegar al plom (Pb) en estreles pobres en metals. El lloc de producció del component principal són les estreles menys massives de la branca asintòtica jaganta. El component secundari del processe-s comprén elements del grup del ferro fins al Sr i l'I, i escomença al final del cicle de combustió d'heli i carbono en les estreles més massives.

El procés-s a sovint es tracta matemàticament usant l'anomenada «aproximació local», que proveïx un model teòric de les abundància dels diferents elements basant-se en l'assunció d'un fluix neutrónico constant dins de les estreles, de modo que el cocient de abundància siga inversamente proporcional al cocient de captura neutrónica per secció travessera per a cada isòtop. Esta aproximació és, com el seu propi nom indica, solament vàlida localment, per a isòtops de masses paregudes. Pels fluix neutrónicos relativament baixos que s'esperen per a que es done el procés-s (de l'orde de 10⁵ a 10¹¹ neutrons per cm² per segon), no poden obtindre's elements més allà dels isòtops radiactius del tori o l'urani. El cicle que posa fi al processe-s és:

²⁰⁹Bi + n.° → ²¹⁰Bi + γ

²¹⁰Bi → ²¹⁰Po + β^-

²¹⁰Po → ²⁰⁶Pb + α

És llavors quan el ²⁰⁶Pb captura tres neutrons donant ²⁰⁹Pb, el qual a la seua volta es desintegra emetent un electró resultant ²⁰⁹Bi, recomençant-se el procés.

Absorció neutrónica

El núcleu dels àtoms està compost per neutrons i protones. Si un núcleu és bombardejat en neutrons, posseïx una provabilitat determinada d'incorporar-ho a la seua composició. Eixa provabilitat està donada per una cantitat anomenada secció eficaç d'absorció. Quan un isòtop en n neutrons i z protones incorpora d'esta forma un nou neutró, es convertix en un isòtop en n+1 neutrons i z protones.

Vore també

• Cadena de desintegració
• Neutró
• Radiactivitat