37-2 los numeros cuanticos de las particulas elementales






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CAPITULO 40
ORIGEN DE LOS ELEMENTOS

40-1 EL ENIGMA DE LOS ELEMENTOS

40-2 DISTRIBUCIÓN ACTUAL DE LOS ELEMENTOs

43-3 NUCLEOSINTESIS PRIMORDIAL

40-4 LA FORMACIÓN DE ELEMENTOS EN LAS ES

40-5 LAS SUPERNOVAS Y EL PROCESO

40-6 EXPLOSIONES DE LOS NÚCLEOS GALÁCTICOS

40-7 RESUMEN
40-1 EL ENIGMA DE LOS ELEMENTOS
Una de las preguntas más fundamentales que el hombre puede hacerle a la naturaleza concierne al origen mismo de ésta-como ha evolucionado el universo físico a partir de su principio para llegar a ser lo que ahora somos a nuestro alrededor. La naturaleza consiste de partículas elementales libres y de elementos químicos, con los últimos predominando abrumadoramente. ¿Cómo han llegado a existir los elementos químicos en la forma en que ahora se encuentran? ¿Fueron siempre como son ahora, o han evolucionado en alguna forma desde otros estados? Si han evolucionado, ¿cómo y cuándo ocurrió?
Los acertijos que nos presentan los elementos químicos se pueden clasificar como sigue:
1. ¿Cuál es la actual distribución de la abundancia de Tos elementos: o sea, cuánto hidrógeno existe en comparación con el helio, litio, y así sucesivamente? Qué tanto hierro entre en comparación con el cobre, el bismuto, y así a través de toda La tabla periódica.
2. ¿Como varia esta distribución de la abundancia de un lugar a otro en el universo? ¿Es la misma sobre la tinta que en el sol, o que en las estrellas? Y si no, ¿a qué se debe?
3. Si los elementos han evolucionado a partir de algún estado primordial, ¿cuál era ese estado, y cuáles procesos han atravesado en esta, evolución?
4. Cómo se distribuyeron desde los lugares en que fueron creados hasta donde ahora se encuentran?
5. ¿Cuál es la edad de los elementos, y si aún están en evolución, dónde lo hacen?
Las respuestas a estas preguntas están lejos de ser completas. El tema es muy dinámico y se este desarrollando rápidamente. Es importante damos cuenta que, mientras muchas cosas dependen de las conjeturas teóricas, los detalles de los procesos involucrados han sido observados en el laboratorio. Todos son bien conocidos. Se puede decir con cierta justeza que los procesos responsables de la formación de los elementos, ya han sido reproducidos y estudiados experimentalmente. La descripción teórica del origen de los elementos se basa, entonces, en hechos leídos. Sin embargo, puede suceder que las teorías futuras y más nuevos hechos cambien nuestra visión radicalmente.
El bosquejo de la teoría del origen de los elementos en la forma presentada en este capitulo se asocia con tos nombres de Hans Bethe, Harold Urey, George Gamow, Robert Aipher, Robert Herman William Fowler, Fred Hoyle. Ceoffrey y muchos otros. En la actualidad, la teoría depende casi por completo de la física nuclear. Queda para el futuro ver cómo la afectarán extensos desarrollos logrados en el campo de las partículas elementales



Tabla 40-1 Abundancia relativa de los elementos en cuanto a su masa

40-2 DISTRIBUCIÓN ACTUAL DE LOS ELEMENTOS
Se conocen los elementos. Los 81 más ligeros tienen isótopos radiactivos estables. Estos, más nueve elementos radiactivos, se encuentran en la tierra, y el tecnecio y el promecio se han identificado en las estrellas. Se han producido artificialmente trece elementos, del elemento 93 al 105. Estos elementos tienen cerca de 1512 isótopos, 280 de los cuales son estables, 67 son naturalmente radiactivos y 1165 son radiactivos y producidos artificialmente.
La producción artificial de radioisótopos se logra a través de la fisión del uranio exponiendo los elementos que actúan como blanco a los intensos flujos de neutrones que se encuentran en los reactores y en las explosiones nucleares, y exponiendo los blancos a los rayos γ y a los haces de partículas cargadas procedentes de los aceleradores. Se identifican a través de su química y de sus modos de decaimiento radiactivo, que pueden predecirse a partir de las propiedades de los elementos e isótopos conocidos.
Todos los números de masa desde el 1 al 238 ocurren en forma natural en la tierra y las estrellas, excepto por las masas 5 y 8. Los tiempos de vida de decaimiento de estos elementos, el He-5 el Li-5 y el Be-8 varían de 10^ (-21) seg a 10^(-16) seg.

Con respecto a la distribución de estos elementos, se obtienen datos de las rocas, océanos, y gases terrestres, del análisis de los meteoritos y de los vientos solares, del análisis de las rocas traídas a la tierra por las misiones Apolo y del análisis del espectro óptico solar. Estas fuentes dan una idea de la distribución de la abundancia en el sistema solar, que se muestra en la tabla 40-1.
Note que entre el hidrógeno y el helio suman cerca del 98% del material del sistema solar. Los planetas y meteoritos (con la excepción de Júpiter) no tienen ni lejanamente una cantidad parecida, ya que son demasiado pequeños pan retenerlos por medio de las fuerzas gravitacionales. Sin embargo, la atmósfera solar es un mejor ejemplo de la distribución elemental. Suponiendo que ha tenido lugar una pequeña mezcla entre la superficie del sol y su núcleo, donde tienen lugar las transmutaciones nucleares la tabla 40-1 se puede tomar como representativa del material de que fueron formados originalmente el sol y lo planetas.
Muchas estrella similares al sol exhiben abundancias similares en sus espectros, pero muchas otras tienen distribuciones que difieren bastante. Si tomamos la tabla 40-1 como representativa de la distribución universal general de los elementos y tratamos de comprenderla junto con aquellos casos que se desvían de ella, tendremos una base para proceder. Los casos generales de las estrellas observables en las galaxias cercanas, así como la gran masa de aquellas en nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, siguen esta distribución bastante bien. También se mantiene para la luz de las galaxias más distantes y para los (aún no comprendidos) quasares, excepto por la notable falta de helio que se observa en estos últimos.
40-3 NUCLEOSINTESIS PRIMORDIAL
Varias teorías sobre el estado original del universo han conducido al sistema en expansión observado en la actualidad. Las discutiremos éstas con más detalle en el capítulo 41. Aquí seguiremos la línea de razonamiento que principia con un origen explosivo, o teoría de la “gran explosión” sugerida por Gamow y sus colaboradores. Para este modelo, la teoría ha sido mejor establecida y más plenamente desarrollada.
Según esta teoría, el universo consistía originalmente de una p bola de fuego, de una muy densa radiación, en equilibrio con las partículas elementales. Empezando con el ”tiempo cero”, cuando sólo había una bola de fuego a temperatura extraordinariamente elevada, suponemos que esa bola se expandió y se enfrió, de acuerdo con T=t^(1/2), donde T es la temperatura en MeV y t es la edad del universo en segundos. Cuando t = 10^(-4) seg la temperatura era cerca de 100 MeV (10^(12) °K). A la edad de 1 seg. la temperatura t era alrededor de 1 MeV (10^(10)ºK). Para tiempos menores que 1 seg. cuando las temperaturas excedían a 1 MeV, la radiación estaba en equilibrio con los pares partícula - antipartícula. Para tiempos mucho menores que éste (10^(-6) seg. o menos), la creación y aniquilación de todas las partículas elementales contribuían, al enfriamiento de la bola de fuego y al mantenimiento del equilibrio con la materia. Ya que los tiempos de los procesos nucleares, son del orden de 10^(-23) seg. podemos suponer que la bola de fuego se encontraba en equilibrio con la materia para tiempos que se aproximasen a este valor.
Todas las partículas elementales son inestables contra el decaimiento excepto los neutrinos, los protones, y los electrones. A medida que la bola de fuego se expandió y enfrió, las varias partículas decayeron a estas tres, que fueron sucesivamente apartadas del proceso a medida que pasaba el tiempo. Podemos, para empezar, buscar las síntesis de los núcleos a medida que la temperatura cae a valores por debajo de las energías nucleares de amarre pero lo suficientemente elevadas aún para activar las reacciones nucleares dejadas atrás. Esto ocurre a temperaturas que van desde los 10^(10)ºK hasta cerca, de lO^(7)°K. La fusión de protones da principio a una cadena de reacciones conocidas como combustión del helio, las cuales provocan la producción de helio:





(40-1)

Otra partícula, el neutrón, también radiactivo, es apartado fuera de la bola de fuego debido a su largo tiempo de vida contra el decaimiento radiactivo (12 min). Esto da lugar a una segunda cadena de síntesis, que dura hasta temperaturas mucho más bajas y también produce helio:


(40-2)



Se ve así que el He-4 es producido bastante rápidamente en la bola de fuego por la reacción p-p durante los primeros segundos siguientes al enfriamiento inicial, el que llega a ser menor que 2.2 MeV, la energía de amarre del deuterón y prosigue a través de una cadena de capturas neutrónicas durante algunos minutos. Las reacciones (40-2) prosiguen en la realidad con una sección transversal mayor a baja temperatura, así que la cadena (40-2) termina con la expansión y consiguiente dilución del gas de hidrógeno, combinado con la captura completa de neutrones o con su decaimiento radiactivo:



(40-3)
¿Por que entonces la cadena de captura neutrónica no prosigue más allá del helio? Se debe a que la sección transversal del He-4 es igual a cero para la captar neutrónica térmica a que el tiempo de vida de los elementos de masa 5, Li-5 y He-5, es extremadamente como si el hueco en la masa 5 fuese ciliado por algunas reacciones, aún hay que cruza: otro en la masa 8. Así el resultado en la bola de Lego primordial es el de producir un gas caliente consistente de hidrógeno y helio, con una pequeña mezcla añadida de deuterio, He-3, Lá-7 y B-1l [a. porcentajes de éstos son sensibles a los detalles de la expansión que se supone. Si la densidad durante los primeros minutos fue demasiado baja, la mayoría de los neutrones decaerán antes de ser capturados por los protones, mientras que si la densidad es demasiado alta, se produciría un exceso de Helio.
basándose en ciertas suposiciones sencillas en la solución de las ecuaciones de la relatividad general referentes al número de neutrinos y antineutrinos y a sus efectos, se puede calcular las cantidades de gas primordial que siguieron a la expansión de la bola de fuego y precedieron a la formación de las estrellas encontrando cerca de 30% de He-4 y 70% de H-1, con algunos vestigios de H-2 y He-3, en sorprendente concordancia con las abundancias indicadas en la tabla 40-1 para los elemento, más ligeros los elementos mis pesados no se producen en absoluto.

Los efectos de la aniquilación de partícula-antipartícula y las reacciones entre los mesones e hiperones residuales no se consideran en este tratamiento. Sin embargo, deben cambiar sólo ligeramente la descripción, vistos los resultados de los cálculos anteriores.

Uno de los muchos y fascinantes enigmas referentes al origen de has elementos entra ahora en juego. Aparece en las observaciones de los espectros de las estrellas más antiguas de la Vía Láctea. Es una buena suposición, para todas las estrellas, que prácticamente no hay mezcla entre el núcleo central donde se produce la energía por medio de procesos nucleares y las capas superficiales de las estrellas. Esto significa que las capas superficiales representan con exactitud el material del cual la estrella se formó originalmente y en las estructuras antiguas, encontramos casi nada o nada helio. Algunos piensan que esto significa que 1os detalles del modelo de la bola primordial de fuego están equivocados, y que en ésta se produjo muy poco helio; tal vez la explosión ocurrió mucho mas rápidamente de lo que se piensa, o tal vez menos preciadas reacciones de aniquilación de materia-antimateria destruyeron al helio, descomponiéndolo en sus nucleones. De cualquier forma algunos astrofísicos sostienen que el gas primordial era solamente el hidrógeno, y otros mantiene que las abundancias en el sistema solar son representativas de todo el universo, a pesar de las estrellas antiguas. la presencia de Helio es muy difícil de detectar espectroscópicamente en las estrellas, así que ésta puede set una solución,
Al analizar las distribuciones de abundancia de los elementos en las estrellas de nuestra galaxia, así como en las estrellas de las galaxias cercanas, se encuentran distribuciones comunes a todas venias cuales los tipos particulares son funcione, de la posición en los discos galácticos con respecto a los núcleos y en los brazos espirales y en los balos galácticos. Estas distribuciones sugieren que en los núcleos galácticos han ocurrido eventos explosivos. Posteriormente regresaremos a este punto.

40-4 LA FORMACIÓN DE ELEMENTOS EN LAS ESTRELLAS

Si el proceso de la nucleosintesis termina la hola de fuego primordial, con la producción de los elementos más ligeros que van hasta el helio, debemos buscar en otra parte -y obviamente en tiempos posteriores- los procesos que producirían los elementos más pesados. Las condiciones adecuadas se encuentran en las estrellas La expansión y el enfriamiento de la bola de fuego primordial detuvo las cadenas de captura-neurológicas y p-p, pero la situación inversa se encuentra justamente cerca del centro de la protoestrella con formación. Sin embargo, no hay neutrones libres, de manera que sólo la cadena p-p puede ser iniciada. A medida que la estrella se forros a partir de la nube de gas y polvo en su vecindad, empieza a contraerse bajo a acción de su propio campo, cerca de 107ºK y La densidad y temperatura controles se elevan a grandes valores. Cuando la temperatura mayor alcanza cerca de 1070K y la densidad se aproxima a l05 kg/m3 la combustión del hidrógeno empieza de nuevo.

Combustión del hidrógeno. Debemos considerar este proceso, la cadena p-p, con mas detalle. Por un lado, hay más calosa en la cadena que la única indicada en las reacciones (40-1). Las más importantes se dan en 4 tabla 40-2. Se ve que la cadena de Íusi4n p-p da por resultado la consunción de cuatro protones para formar He-4 en cada rama. Los positrones frenan y ~ combinan con los negatrones en una reacción de aniquilación, y los neutrinos escapan de la estrella con la velocidad de la luz. El He-A sobre el lado izquierdo de la segunda rama, el que se combina con el He-3, reaparece al fina] de la cadena y puede ser considerado como un catalizador para la rama.
Un aspecto muy importante de la cadena p-p es el hecho de que es exoérgica, libera una gran cantidad de energía a medida que tiene lugar. Los cuatro protones tienen una masa mayor en el estado libre 1-1-1 que cuando se combinan en el núcleo del He4 en la forma de dos protones y dos neutrones (la conversión de un protón a un neutrón se indica por la aparición de un positrón en el lado derecho de una reacción). El exceso de masa -la diferencia entre la masa total de los cuatro protones libres y la del núcleo de He-4-_ aparece como energía cinética calorífica a través de la relación de Einstein.

(40-4)
donde c es la velocidad de la luz en el vacío, 3x108 m/seg. Ahora, el Joule puede expresarse como kg-m2lseg2, as’ que c 9 X 1016 1/kg. Los cuatro protones consumidos tienen una masa total cerca de 0.7% mayor que el núcleo de He4, así que la conversión de 1 gm de hidrógeno en helio da cerca de 6 X 10’’ 1. En otras palabras, 1 lb de hidrógeno se transforma en 0.993 lb de helio, liberando cerca de 100 Kw-h de energía mientras que ocurre. Esta es la fuente de energía para una estrella en su secuencia principal, tal como el sol, hasta que se consuman sus reservas de hidrógeno en el núcleo.

Combustión del helio. A medida que las reservas de hidrógeno en el núcleo de una estrella son convertidas en He-4, el helio se acumula en el núcleo, en concentraciones cada vez mayores hasta que diluye el hidrógeno a tui grado que la reacción p-p “sale fuera” del centro. La combustión del hidrógeno continúa en un delgado cascarón alrededor del núcleo de helio, mientras que éste último lentamente se hace cada vez mayor. Etentualttente, el diátttlm de la cáscara de hidrógeno en combustión es tal que Su temperatura y presión disminu’en tasto, que también se sale fusta. En este punto, no hay suficiente radiación de energía para soportar la gran masa de la estrella, de ttanera que empieza a cotalraetse bajo- la fuerza - de su propia gravitación. La energía gravitacioisal libetada en el centro de la estreLla que sufre el cols~so empieza a calentar el núcleo, a temperaturas, aun más altas e inaetarnta grandemente su densidad. A medida que el núcleo se contrae, la envolvente de la estrella se e.tpcitdc debido a la más alta teniperatura en sn interior. Así, ta atmósfera en la superficie de la estrella tiene una mayor área desde la cual radiar c~ialqtrter energía que la alcance desde abajo. ta ttmyor superficie da por resultado un enfriamiento ¿e la capa superior, la que a su vez cambia del amarillo intenso al rojo. Estas estrellas expandidas son Llamadas gigøn res roías





Tabla 40-2 Las ramas principales en el proceso p-p NOTA: 8/4Be* indica un estado excitado del 8/4 Be

medida que el núcleo continúa calentándose debido a la concentración gravitacional. su densidad se aproxirna 108 kg/m3 y su temperatura se acerca a los 108 º K. En esta etapa, el núcleo de helio se empieza a fundir en la cadena Llamada combustión del helio (tabla 40-3).
El tiempo de vida del Be8 contra el rompimiento en dos núcleos de He-4 es externadamente corto. A una temperatura y presión suficientemente altas, una pequeña cantidad de Be-8 captura He-4 antes de que pueda romperse, yéndose a un estado excitado t7656 MeV) del núcleo del carbono en una reacción muy rápida o “resonante”. La mayor parte del C-12* decae de nuevo en núcleos de C-12 pero estable con la emisión de los rayos gama una vez que el hueco en la masa 8 ha sido salvado con Éxito, se ve que también se forma algo de 0-16 y Ne-20. Este hueco representó un problema difícil durante mucho tiempo, al tratar de desarrollar una teoría de la nuclesintesis en 1as estrellas, y fue resuelto solamente cuando el estado excitado del carbono se encontró con exactamente la energía correcta pata permitir la rápida captura resonante de un He4 por el Be-8 antes de que decayera. Este trabajo experimental fue realizado en el Laboratorio Científico de los Álamos. el Instituto Tecnológico de California, la Universidad de Stamford, y el Laboratorio Nacional de Brookhaven.


Sólo una pequeña fracción (0.07%) de la masa de H-4 se convierte en energía en este proceso, pero basta para invertir la fase de colapso raye atraviesa la estrella. Las gigantes rojas no se estabilizan por grandes períodos después de que principia la combustión del helio. Las estrellas que se vuelven inestables durante esta fase pueden expulsar el espacio interestelar grandes cantidades de gas que contiene hidrógeno, helio, carbono, oxígeno, y neón. Las nuevas estrellas que se forman a partir de estos gases contendrán, por lo tanto, cantidades apreciables de estos elementos más pesados en sus núcleos.
El bi-ciclo del CNO. Si una estrella contiene estos gases procesados, los que incluyen carbono, nitrógeno, y oxigeno, cuando su temperatura central


NOTA El número total de núcleos de CON no se altera

alcanza un valor suficientemente elevado, una nueva serie de reacciones catalizadas empieza a procesar el hidrogeno en helio, el bi-ciclo CNO (Tabla 40-4).
Combustión del Carbono y del Oxigeno. Hemos visto cómo el hidrógeno se transforma en helio en las estrellas de primera generación, y que el helio se usa para producir carbono y oxigeno en las gigantes rojas de primera generación. los gases expulsados por estas estrellas a través de procesos explosivos forman entonces estrellas de segunda generación que contienen hidrógeno. helio, carbono, y oxigeno. La combustión del hidrógeno puede proseguir a través de la cadena p-p y también a través del biciclo CNO, con la producción de C-l3, N-l4. y N- 15. Si durante esta fase a parecen inestabilidades explosivas en la estrella, estos elementos son expulsados al medio interestelar para la formación de estrellas de tercera generación.

¿Qué decir acerca de los elementos más pesados Las gigantes rojas no tienen porqué volverse inestables en las primeras etapas. Esto es una función de su tamaño y de los detalles de su estructura. Si una gigante roja permanece estable, la reserva de helio que se quema en su núcleo también se va agotando, y las “cenizas” de carbono y oxigeno se acumulan en su núcleo. La reacción de combustión del helio sale fuera, y la contracción del núcleo del núcleo empieza de nuevo con la consiguiente elevación en la densidad y en la temperatura. Recuérdese que una estrella en colapso genera calor en su centro a través de la conversión de su energía potencial gravitacional.

A medida que la temperatura y la densidad se elevan, el C-l 2 y el 046 se empiezan a quemar en una serie de reacciones de fusión acompañadas por decaimientos que producen muchos nuevos elementos. Los más abundantes entre estos son isótopos que son múltiplos enteros de la partícula (núcleo del l-le-4): Ne-20, Mg-24. Si-28, y S-32. Así, las estrellas formadas a partir de los gases y polvo resultantes de las explosiones de generaciones anteriores de estrellas, pueden sintetizar ele naentos superiores en la escala de masas.
El proceso alfa (Proceso a). En el intervalo del neón al azufre, la resistencia suministrada por la repulsión de Coulomb de los núcleos desnudos a la simple fusión detiene este proceso. A medida que la estrella continúa contrayéndose en su núcleo, el intenso campo de radiación generado en el sumamente denso material empieza a foto desintegrar los núcleos más pesados tales como el silicio. En este proceso, los rayos gama yacentes en la porción de alta energía de la distribución de radiación de Planck tienen suficiente energía para romper los núcleos. Un caso típico es el del Si-28, el cual puede ser separado en siete partículas alfa libres cuando la temperatura se aproxima a los 3 billones deº K.

Con la producción de partículas alfa libres, de alta energía, tiene lugar un nuevo proceso la captura directa de partículas alfa por aquellos núcleos que no han sido rotos por la foto desintegración Por ejemplo, un segundo núcleo de Si-28 puede capturar sucesivamente siete partículas alfa para formar Ni-56. Obviamente, el proceso es complejo, y la trayectoria de cualquier núcleo dado hacia un elemento de masa mayor puede ser acompañada por foto desintegraciones sucesivas, seguidas por capturas de partículas alfa. El níquel 56 es radiactivo, y puede capturar un electrón del plasma para volverse Co-56. Este también es radiactivo, y puede capturar un segundo electrón para formar el Fe-56 estable Con cada captura se emite un neutrino. Así se pueden producir muchos núcleos, a través de la captura alfa, la foto desintegración, y el decaimiento radiactivo. Aquellos cercanos al Fe-56, desde el V-50 al Ni-62, se producen en esta forma.

Las gigantes rojas estables constituyen una importante fábrica para la producción de elementos que van hasta el grupo de hierro, y al volverse inestables conducen a la emisión explosiva de estos elementos, suministrándolos al espacio interestelar para la posterior generación de estrellas enriquecidas con estos elementos.

proceso de equilibrio (Proceso e) - A medida que la estrella continúa sufriendo el colapso en la región central y por lo tanto aumentando la temperatura de esta región, llega a calentarse hasta los 4 billones de º K. y la densidad del núcleo se aproxima a los 3 billones de Kg/rn3 . La estrellas encuentra ahora en un estado de rápida evolución el cual se aproxima a la catastrófica explosión que expulsará a los recién formados elementos al espacio. Todas las posibles reacciones nucleares ocurren ahora en estado de equilibrio: Fusión capturara alfa, foto desintegración. y captura neutrónica, así como procesos de interacción débil tales como captura electrónica por los núcleos, y la e misión de neutrinos en la aniquilación de pares de electrón positrón, todas suceden para mantener la mezcla isotópica en un estado de cuasi equilibrio. El colapso es acelerado por la acción refrigerante del rompimiento de los elementos del grupo de hierro en otros más ligeros. En esta etapa. son producidos los elementos del grupo del hierro: titanio, banadio, cromio, manganeso, hierro, cobalto, y níquel.


Captura neutrónica en las gigantes rojas (Procesos)

Las altas temperaturas alcanzadas en el núcleo de una estrella gigante roja dan por resultado la producción de neutrones libres, a través, de reacciones tales como:


(40-5)
Así, las reacciones (α ,n), alfa – dentro -neutrón-fuera, acompañadas por (γ, n), (p,n) y (n, 2n) suministran neutrones libres, Estas son capturadas en el hidrógeno o en los más pesados elementos del grupo del hierro, en general, en las reacciones (n. γ). Muy a menudo, el núcleo que captura se vuelve radiactivo en el proceso. Ya que la siguiente captura neutrónica



para ese núcleo puede encontrarse a muchos años de distancia, tiene suficiente tiempo para decaer en un isótopo estable. Eventualmente ocurre la siguiente captura neutrónica y entonces acaece de nuevo el decaimiento a otro isótopo estable. Así, el núcleo a través de capturas neutrónicas y decaimientos β sucesivos se vuelve cada vez mas pesado pero sin alejarse nunca mucho del valle de la estabilidad.
Ejemplo de una parte de esta cadena puede empezar con el Fe-56 y proseguir como se indica en la tabla 40-5
Este proceso puede explicar muchos pero no todos los isótopos estables por arriba del hierro así como muchos por abajo, y también aquellos isótopos con vidas medias muy largas con respecto al decaimiento β. Los procesos s terminan en el Bi-209. Por arriba de este punto. se forma una cadena de isótopos α radioactivos que describe un ciclo de regreso al Bi-209 como se índica en la tabla 40-6.
El descubrimiento del tecnetio en los espectros de algunas estrellas fundamenta la hipótesis de la captura neutronica en el proceso s, ya que aquellos isótopos del tecnetio que pueden ser hechos en esta forma ya habrían decaído si el tecnetio hubiese sido producido hace varios cientos de miles de años. El reciente descubrimiento del promesio en una estrella es aún nada sorprendente; tiene tana vida media de sólo 18 años y no tiene isótopos estables
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