Proses r: Perbedaan antara revisi
Konten dihapus Konten ditambahkan
melanjutkan |
k →Lihat pula: pembersihan kosmetika dasar, removed stub tag |
||
| (14 revisi perantara oleh 11 pengguna tidak ditampilkan) | |||
Baris 1:
{{Refimprove|date=Oktober 2020}}
'''Proses r''' adalah sebuah proses [[nukleosintesis]], yang terjadi pada [[supernova]] yang mengalami keruntuhan inti yang bertanggung jawab atas penciptaan hampir separo [[inti atom]] yang kaya akan [[neutron]], yaitu [[logam berat]]. Proses ini diikuti oleh silih bergantinya [[penangkapan neutron]] ''cepat'' pada [[inti benih]], biasanya Ni-56, karenanya disebut '''proses r'''. Mekanisme dominan lainnya untuk produksi unsur-unsur berat adalah [[proses s]], yakni nukleosintesis untuk konteks penangkapan neutron ''lambat'', terutama terjadi pada [[cabang raksasa asimtotik|bintang-bintang raksasa asimtotik]], dan kedua-dua proses ini berperan pada sebagian besar [[evolusi kimia|evolusi kimia galaktik]] pada unsur-unsur yang lebih berat daripada [[besi]].
{{DISPLAYTITLE:Proses ''r''}}
== Sejarah ==
'''Proses r''' dianggap diperlukan dari kelimpahan relatif isotop-isotop dari unsur-unsur berat dan dari tabel yang baru saja diterbitkan, yakni tabel [[kelimpahan unsur kimia]] oleh [[Hans Suess]] dan [[Harold Urey]] pada tahun 1956. Di antara hal-hal lainnya, data ini menunjukkan puncak-puncak kelimpahan yang ditunjukkan [[Germanium]], [[Xenon]], dan [[Platina]].
Menurut [[mekanika kuantum]] dan [[konfigurasi elektron]], inti-inti atom [[radioaktif]] yang meluruh menjadi [[isotop-isotop]] unsur-unsur ini memiliki cangkang-cangkang neutron tertutup di dekat [[garis drip neutron]]. Ini menjadi isyarat bahwa beberapa inti atom yang melimpah pastilah tercipta oleh [[penangkapan neutron]] cepat, dan ini hanyalah tentang penentuan inti atom lain apa yang berperan bagi proses tersebut.
Sebuah tabel yang menyajikan isotop-isotop berat antara [[proses s]] dan proses r diterbitkan di dalam [[B2FH|makalah tinjauan terkenal]] pada tahun 1957,<ref>{{cite journal | journal=Rev Mod Phy | volume=29 | issue=4 | pages=547 | date=1957
== Fisika nuklir ==
Segera setelah keruntuhan inti pada supernova, terdapat [[fluks neutron]]
Yang mampu menghampat proses pendakian garis drip neutron ini adalah menurunnya penangkapan neutron [[penampang nuklir]] pada inti-inti atom dengan cangkang neutron yang tertutup, laju reaksi [(<math>\gamma</math>,n)] fotodisintegrasi, dan derajat kestabilan nuklir di dalam wilayah isotop-berat, yang menghentikan proses r ketika inti-inti atom itu menjadi tidak stabil ke fisi spontan (kini diyakini berlaku di dalam wilayah yang kaya akan neutron di dekat ''A'' = 270 (bilangan nukleon) di dalam [[tabel nuklida]]). Setelah fluks neutron berkurang, [[peluruhan radioaktif]] ini secara cepat meluruh untuk membentuk yang stabil, yaitu inti-inti atom yang kaya akan neutron. Jadi, sementara [[proses s]] menciptakan kelimpahan inti stabil dengan cangkan neutron tertutup, maka proses r menciptakan kelimpahan inti kira-kira 10 [[satuan massa atom]] di bawah puncak proses s, karena inti atom pada proses r meluruh menuju kestabilan pada suatu garis ''A'' yang konstan di dalam tabel nuklida.
== Situs-situs astrofisika ==
Situs calon yang paling diyakini di mana ''proses r'' terjadi adalah [[supernova]] yang mengalami keruntuhan inti (spektral ''Type Ib'', ''Ic'', dan ''II''), yang memberikan suasana yang tepat bagi proses r. Tetapi, kelimpahan [[inti atom]] proses r memerlukan bahwa hanya sedikit fraksi kecil supernova melepaskan inti atom proses r ke [[medium antarbintang]], atau bahwa tiap-tiap supernova hanya melepaskan sangat sedikit materi proses r. Sebuah solusi alternatif yang baru saja diajukan adalah bahwa penggabungan [[bintang neutron]] (sebuah [[bintang kembar]] dari dua bintang neutron yang bertumbukan) dapat juga memainkan peran di dalam penciptaan inti atom proses r, tetapi ini masih belum terkonfirmasi secara [[astronomi observasional|astronomik]].
== Referensi ==
Baris 26 ⟶ 25:
[[Kategori:Fisika nuklir]]
| |||