- Processus S
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Le processus S (avec S pour slow, lent en anglais) est un processus de nucléosynthèse par capture de neutrons par des noyaux atomiques afin de produire des éléments lourds à partir d'éléments plus légers. Il se produit à des températures et des densités de neutrons inférieures à celles nécessaires au processus R.
Le modèle stellaire actuel distingue trois branches du processus S. En effet, en comparant modèles et observations, on s’est aperçu que tous les éléments ne pouvaient pas être créés sur un même site, et qu’il était nécessaire d’introduire trois branches avec des températures et des densités de neutrons différentes, à savoir :
- Une branche dite faible, qui est responsable de la nucléosynthèse des noyaux ayant pour nombre de masse 56 ≤ A ≤ 88. Ce processus se trouve dans les étoiles massives de masse supérieure à dix masses solaires.
- Une branche dite principale, qui est responsable de la nucléosynthèse des noyaux ayant pour nombre de masse 88 ≤ A ≤ 208. On trouve ce processus dans la couche d’hélium enveloppant le noyau des étoiles de faible masse et de masse intermédiaire de la branche asymptotique des géantes (étoiles AGB).
- Une branche dite forte, qui est responsable de la nucléosynthèse des noyaux de plomb 208 et de bismuth 209. En effet, ces deux éléments sont en fin de chaîne du processus S, et se désintègrent par radioactivité β ou radioactivité α, qui, en conséquence, forment un cycle fermé conduisant à l'accumulation de plomb 208.
Contrairement au processus R, dont on suppose qu'il se produit sur des échelles de temps de l'ordre de la seconde, le processus S se produirait sur des périodes de quelques milliers d'années, ce qui laisse suffisamment de temps entre chaque capture de neutrons pour que ceux-ci puissent éventuellement se désintégrer en protons par radioactivité β.
Le degré selon lequel le processus S produit des éléments de plus en plus lourds est déterminé par la production de fer au sein de l'étoile. En effet, le fer est la matière de départ pour cette méthode de synthèse de nouveaux éléments (capture neutronique - émission γ - radioactivité β). C'est pourquoi les étoiles les plus massives avec une longue durée de vie sont les candidates les plus probables pour la production d'éléments par le processus S.
Le processus S est souvent traité mathématiquement en utilisant une approximation fournissant un modèle théorique de l'abondance des éléments basé sur l'hypothèse d'un flux constant de neutrons, de sorte que l'abondance relative des éléments est inversement proportionnelle au rapport des sections efficaces des isotopes considérés.
Comme on suppose que dans le processus S le flux de neutrons est relativement faible (de l'ordre de 105 à 1011 neutrons par cm2 par seconde), ce processus ne peut pas produire des isotopes radioactifs lourds comme le thorium ou l'uranium.
Le cycle qui termine le processus S est le suivant:
209Bi + n0 → 210Bi + γ 210Bi → 210Po + β- 210Po → 206Pb + α 206Pb + n0 → 207Pb + γ 207Pb + n0 → 208Pb + γ 208Pb + n0 → 209Pb + γ 209Pb → 209Bi + β- Le plomb 206 capture alors trois neutrons, ce qui produit l'isotope 209Pb qui se désintègre en bismuth 209 par radioactivité β afin de perpétuer le cycle.
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