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Le processus r (r pour rapide) est un processus de nucléosynthèse qui consiste en la capture de neutrons par des noyaux atomiques à haute température et à grande densité de neutrons, permettant la fusion nucléaire d'éléments lourds à partir d'éléments plus légers.

Contrairement aux processus p et s, dans le processus r, les noyaux sont bombardés par un flux très important de neutrons et forment des noyaux très riches en neutrons et très instables, qui se désintègrent rapidement[1] pour former des noyaux stables, mais toujours riches en neutrons.

Ce processus a notamment lieu dans les supernovas. Néanmoins, l'abondance des éléments produits par ce processus ne correspond pas aux abondances observées. On est donc amené à conclure que soit seule une petite fraction de ces éléments est rejetée par les supernovas, soit que les supernovas ne contribuent que pour une très petite partie à la formation de ces éléments. Les fusions d'étoiles à neutrons pourraient constituer de meilleurs candidats pour expliquer les abondances d'éléments lourds observées dans le système solaire[2],[3]. Cette hypothèse est formulée en concurrence avec une autre, faisant des collapsars l'origine des éléments lourds[4].

Ce processus est en revanche très actif dans les vieilles étoiles de population II par exemple (au sein de HE 1523-0901 où le rapport [r/Fe] = 1,8, où r désigne les éléments issus du processus r) alors que paradoxalement[pourquoi ?] leur métallicité peut être relativement faible[pas clair].

Le flux de neutrons étant très élevé dans ce processus (jusqu'à 1020 neutrons par centimètre carré par seconde), la vitesse de formation des isotopes instables est beaucoup plus élevée[Combien ?] que la désintégration β qui s'ensuit. Ceci signifie que ce processus peut se produire tout le long de la zone de stabilité des noyaux et même franchir des zones d'instabilité.

Le processus r se termine soit lorsque les noyaux atteignent une couche complète en neutrons (N = 50, 82, 126), qui est exceptionnellement stable et à laquelle l'ajout de neutrons supplémentaires est beaucoup plus difficile, soit parce que le noyau est devenu tellement instable qu'il subit une fission spontanée (actuellement, on suppose que cela se produit dans la région A ≅ 270, c'est-à-dire dans la région du tableau périodique proche du rutherfordium ou du darmstadtium).

Certains pics dans les abondances élémentaires semblent indiquer la présence d'une capture de neutrons rapides et une désintégration β retardée, car les pics dus au processus r sont à environ 10 unités de masse atomique en dessous de ceux dus au processus s (qui se produisent exactement pour les couches complètes en neutrons).

Notes et référencesModifier

  1. Tant que le flux de neutrons est intense il s'établit un équilibre dynamique entre la création et la destruction des noyaux très (trop) riches en neutrons. Dès que ce flux cesse (le phénomène à l'origine de ce flux, une explosion de supernova par exemple, dure relativement peu de temps), ces noyaux se désintègrent en cascade jusqu'à former des noyaux relativement riches en neutrons, mais stables.
  2. (en) Imre Bartos et Szabolcs Marka, « A nearby neutron-star merger explains the actinide abundances in the early Solar System », Nature, vol. 569,‎ (lire en ligne).
  3. (en) Anna Frebel et Timothy C. Beers, « The formation of the heaviest elements », Physics Today, vol. 71, no 1,‎ , p. 30–37 (DOI 10.1063/pt.3.3815, Bibcode 2018PhT....71a..30F, arXiv 1801.01190)
  4. (en) Daniel M. Siegel, Jennifer Barnes et Brian D. Metzger, « Collapsars as a major source of r-process elements », Nature, vol. 569,‎ (lire en ligne).