Nuclei p

In astrofisica e fisica nucleare, con la dizione nuclei p (dove la p sta per nuclei ricchi in protoni) ci si riferisce ad alcuni isotopi naturali, ricchi in protoni rispetto al contenuto di neutroni, di alcuni elementi chimici pesanti compresi tra il selenio e il mercurio, che non possono essere prodotti nel corso della nucleosintesi stellare né con il processo r, né con il processo s.

Definizione

Parte della tavola dei nuclidi che riporta alcuni nuclei stabili o quasi stabili, di tipo p, r, s.

Il classico articolo di Burbidge, Burbidge, Fowler and Hoyle, noto come articolo B2FH,^[1] e quello di Cameron,^[2] entrambi pubblicati nel 1957, hanno mostrato che la maggioranza dei nuclidi naturali degli elementi chimici più pesanti del ferro possono essere prodotti attraverso due processi di cattura neutronica, il processo r e il processo s. Tuttavia alcuni nuclidi ricchi in protoni che vengono generati nel corso della nucleosintesi stellare non vengono prodotti in questi due processi; la loro sintesi richiede pertanto un processo addizionale. Questi nuclei vengono chiamati nuclei.

Poiché la definizione dei nuclei p dipende dalle conoscenze dei due processi r e s che avvengono nella nucleosintesi, la lista dei nuclei p che originariamente comprendeva 35 elementi, si è continuamente modificata nel corso degli anni.

Ad esempio, attualmente si è compreso che l'abbondanza chimica degli elementi ¹⁵²Gd e ¹⁶⁴Er contiene forti contributi del processo s.^[3] Invece nella sintesi di ¹¹³In e ¹¹⁵Sn, un piccolo contributo è dato dal processo r.^[4]

Presenza in natura

I radionuclidi a lunga emivita ⁹²Nb, ⁹⁷Tc, ⁹⁸Tc e ¹⁴⁶Sm non sarebbero da considerare nuclei p secondo la definizione classica, in quanto non si trovano naturalmente sulla Terra. Ma in base alla stessa definizione, sarebbero da includere in quanto non possono formarsi nel processo s e nel processo r. La loro scoperta nei prodotti di decadimento dei grani presolari, indica che almeno ⁹²Nb e ¹⁴⁶Sm erano presenti nella nebulosa solare primitiva. Questo permette di stimare il tempo trascorso dalla loro formazione prima della formazione del nostro sistema solare.^[5]

I nuclei p sono piuttosto rari. Gli isotopi ricchi in nuclei p sono in genere da dieci a mille volte meno abbondanti degli altri isotopi di un dato elemento. Le loro abbondanze si possono determinare solo con indagini geochimiche e analisi di materiale meteoritico dei grani presolari. Pertanto la conoscenza sull'abbondanza dei nuclei p è ristretta al sistema solare e non noto se la loro presenza è tipica della nostra galassia.^[6]

Lista di nuclei p

Nuclide	Abbondanza	Note
^74Se	0,86%	Nuclide stabile
^78Kr	0,36%	Radionuclide a vita lunga (emivita 9,2x10^21 anni)
^84Sr	0.56%	Nuclide stabile
^92Nb	tracce	Radionuclide a vita lunga (emivita 3,47x10^7 anni); non è un classico nucleo p, ma non può essere prodotto nei processi r e s
^92Mo	14,65%	Nuclide stabile
^94Mo	9,19%	Nuclide stabile
^97Tc	radioisotopo sintetico	Radionuclide a vita lunga (emivita 4,21x10^6 anni); non è un classico nucleo p, ma non può essere prodotto nei processi r e s
^98Tc	radioisotopo sintetico	Radionuclide a vita lunga (emivita (4,2x10^6 anni); non è un classico nucleo p, ma non può essere prodotto nei processi r e s
^96Ru	5,54%	Nuclide stabile
^98Ru	1,87%	Nuclide stabile
^102Pd	1,02%	Nuclide stabile
^106Cd	1,25%	Nuclide stabile
^108Cd	0,89%	Nuclide stabile
^113In	4,28%	Nuclide stabile. (Parzialmente) prodotto nel processo s? Contributi dal processo r?
^112Sn	0,97%	Nuclide stabile
^114Sn	0,66%	Nuclide stabile
^115Sn	0,34%	Nuclide stabile. (Parzialmente) prodotto nel processo s? Contributi dal processo r?
^120Te	0,09%	Nuclide stabile
^124Xe	0,095%	Radionuclide a vita lunga (emivita 1,8x10^22 anni)
^126Xe	0,089%	Nuclide stabile
^130Ba	0,11%	Radionuclide a vita lunga (emivita 1,6x10^21 anni)
^132Ba	0,10%	Nuclide stabile
^138La	0,089%	Radionuclide a vita lunga (emivita 1,05x10^11 anni); prodotto nel processo v
^136Ce	0,186%	Nuclide stabile
^138Ce	0,251%	Nuclide stabile
^144Sm	3,08%	Nuclide stabile
^146Sm	radioisotopo sintetico	Radionuclide a vita lunga (emivita 6,8x10^7 anni); non è un classico nucleo p, ma non può essere prodotto nei processi r e s
^152Gd	0,20%	Radionuclide a vita lunga (emivita 1,08x10^14 anni); (parzialmente) prodotto nel processo s?
^156Dy	0,056%	Nuclide stabile
^158Dy	0,095%	Nuclide stabile
^162Er	0,139%	Nuclide stabile
^164Er	1,601%	Nuclide stabile; (Parzialmente) prodotto nel processo s?
^168Yb	0,126%	Nuclide stabile
^174Hf	0,16%	Radionuclide a vita lunga (emivita 7,0x10^16 anni)
^180mTa	0,012%	Nuclide stabile; è il più stabile isomero nucleare che si trova in natura; (parzialmente) prodotto nel processo v; contributi dal processo s?
^180W	0,12%	Radionuclide a vita lunga (emivita 1,8x10^18 anni)
^184Os	0,02%	Radionuclide a vita lunga (emivita 1,13x10^13 anni)
^190Pt	0,012%	Radionuclide a vita lunga (emivita 6,5x10^11 anni)
^196Hg	0,15%	Nuclide stabile

Origine dei nuclei p

La produzione astrofisica dei nuclei p non è ancora del tutto compresa. Secondo le attuali simulazioni al computer, il processo γ che avviene nelle supernovae di tipo II non può produrre in quantità sufficiente tutti i nuclei p, e occorre quindi ipotizzare altri meccanismi di produzione. È anche ragionevole attendersi che non ci sia un unico processo responsabile della produzione di tutti i nuclei p, e che in differenti siti dello spazio si producano tipi differenti di nuclei p.^[7]

Note

1. E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler e Fred Hoyle, Synthesis of the Elements in Stars (PDF), in Reviews of Modern Physics, vol. 29, n. 4, 1957, pp. 547–650, Bibcode:1957RvMP...29..547B, DOI:10.1103/RevModPhys.29.547. URL consultato il 19 dicembre 2022 (archiviato dall'url originale il 24 giugno 2016).
2. A. G. W. Cameron, Nuclear Reactions in Stars and Nucleogenesis, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 69, n. 408, IOP Publishing, 1957, p. 201-222, Bibcode:1957PASP...69..201C, DOI:10.1086/127051, ISSN 0004-6280 (WC · ACNP).
3. Claudio Arlandini, Franz Kappeler, Klaus Wisshak, Roberto Gallino, Maria Lugaro, Maurizio Busso e Oscar Straniero, Neutron Capture in Low‐Mass Asymptotic Giant Branch Stars: Cross Sections and Abundance Signatures, in The Astrophysical Journal, vol. 525, n. 2, American Astronomical Society, 10 novembre 1999, pp. 886–900, DOI:10.1086/307938, ISSN 0004-637X (WC · ACNP), arXiv:astro-ph/9906266.
4. Zs. Nemeth, F. Kaeppeler, C. Theis, T. Belgya e S. W. Yates, Nucleosynthesis in the Cd-In-Sn region, in The Astrophysical Journal, vol. 426, American Astronomical Society, 1994, p. 357-365, DOI:10.1086/174071, ISSN 0004-637X (WC · ACNP).
5. N. Dauphas, T. Rauscher, B. Marty e L. Reisberg, Short-lived p-nuclides in the early solar system and implications on the nucleosynthetic role of X-ray binaries, in Nuclear Physics A, vol. 719, Elsevier BV, 2003, pp. C287–C295, DOI:10.1016/s0375-9474(03)00934-5, ISSN 0375-9474 (WC · ACNP), arXiv:astro-ph/0211452.
6. M. Arnould e S. Goriely, The p-process of stellar nucleosynthesis: astrophysics and nuclear physics status, in Physics Reports, vol. 384, 1–2, Elsevier BV, 2003, pp. 1–84, DOI:10.1016/s0370-1573(03)00242-4, ISSN 0370-1573 (WC · ACNP).
7. T. Rauscher: Origin of p-Nuclei in Explosive Nucleosynthesis. In: Proceedings of Science XI_059.pdf PoS(NIC XI)059, 2010 (arXiv.org:1012.2213)