Proses s: Perbedaan antara revisi
Konten dihapus Konten ditambahkan
masih dalam pengembangan |
k →Referensi: pembersihan kosmetika dasar |
||
(15 revisi perantara oleh 11 pengguna tidak ditampilkan) | |||
Baris 1:
{{DISPLAYTITLE:Proses ''s''}}
'''Proses s''' atau '''proses penangkapan [[suhu neutron|neutron lambat]]''' adalah sebuah proses [[nukleosintesis]] yang terjadi pada kerapatan neutron yang relatif rendah dan suasana suhu sedang di dalam [[bintang]]. Di bawah suasana ini, laju [[penangkapan neutron]] oleh inti atom adalah relatif lambat dibandingkan laju [[peluruhan beta]]-minus radioaktif. Sebuah isotop stabil menangkap neutron lain; tetapi [[isotop]] radioaktif meluruh ke turunan stabilnya sebelum neutron berikutnya tertangkap. Proses ini menghasilkan isotop-isotop stabil dengan menggeser lembah isobar-isobar stabil peluruhan beta pada [[tabel nuklida]]. Proses s menghasilkan hampir separo isotop [[logam berat|unsur yang lebih berat daripada besi]], dan karenanya memainkan peran penting di dalam evolusi kimia galaktik. Proses s berbeda dari proses r yang mampu menangkap neutron secara lebih cepat.
== Sejarah ==
'''Proses s''' dianggap diperlukan dari kelimpahan relatif isotop unsur-unsur berat dan dari tabel yang baru diterbitkan, yaitu tabel [[kelimpahan unsur kimia]] oleh [[Hans Suess]] dan [[Harold Urey]] pada tahun 1956. Di antara yang lainnya, data ini menunjukkan puncak kelimpahan [[stronsium]], [[barium]], dan [[timbal]], di mana menurut [[mekanika kuantum]] dan [[model cangkang nuklir]], khususnya inti-inti atom yang stabil, banyak seperti [[gas mulia]] adalah [[lembam]] secara kimia. Hal ini menjadi isyarat bahwa beberapa inti atom yang melimpah haruslah tercipta oleh [[penangkapan neutron]] lambat, dan ini hanya tentang menentukan inti atom lain yang manakah yang dapat berperan bagi proses itu.
<!--
| title= Synthesis of the Elements in Stars
| author= E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle
Baris 12 ⟶ 13:
| pages= 547–650
| year= 1957
| doi= 10.1103/RevModPhys.29.547}}</ref> There it was also argued that the S-process occurs in [[red giant]] stars. In a particularly illustrative case, the element [[technetium]], with a longest half-life of 4.2 million years, had been discovered in S-, M-, and N-type stars in 1952.<ref name=CRC>{{cite book| first= C. R.|last = Hammond |title = The Elements, in Handbook of Chemistry and Physics 81st edition| publisher =CRC press|isbn = 0849304857| year= 2004}}</ref><ref>{{cite journal|doi = 10.1126/science.114.2951.59|pmid = 17782983|year = 1951|last1 = Moore|first1 = CE|title = Technetium in the Sun.|volume = 114|issue = 2951|pages = 59–61|journal = Science (New York, N.Y.)}}</ref>. Since these stars were thought to be billions of years old, the presence of technetium in their outer atmospheres was taken as evidence of its recent creation there, unconnected with events in the deep interior of the star in the region of active fusion, or events in the star's early history billions of years in the past.
A calculable model for creating the heavy isotopes from iron seed nuclei in a time-dependent manner was not provided until 1961.<ref>{{cite journal
Baris 41 ⟶ 42:
}}</ref>
and subsequently. These placed the S-process on the firm quantitative basis that it enjoys today.
-->
Baris 133 ⟶ 49:
[[Kategori:Fisika nuklir]]
{{Fisika-stub}}
|