Proses r
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 bintang-bintang raksasa asimtotik, dan kedua-dua proses ini berperan pada sebagian besar evolusi kimia galaktik pada unsur-unsur yang lebih berat daripada besi.
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 makalah tinjauan terkenal pada tahun 1957,[1] yang mengajukan teori nukleosintesis bintang dan menentukan kerangka kerja bagi astrofisika nuklir mutakhir.
Fisika nuklir
Segera setelah keruntuhan inti pada supernova, terdapat fluks neutron (pada orde 1022 neutron per cm² per detik) dan suhu sangat tinggi, sehingga penangkapan neutron terjadi lebih cepat daripada peluruhan beta jauh dari kestabilan, artinya bahwa proses r "berlari" di sepanjang garis drip 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 [( ,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 astronomik.
Referensi
- ^ E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, and F. Hoyle. (1957). "Synthesis of the Elements in Stars". Rev Mod Phy. 29 (4): 547. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.