Processus r

Le processus r est un ensemble de processus astrophysiques conduisant à la nucléosynthèse stellaire d'environ la moitié des éléments chimiques de numéro atomique supérieur à celui du fer, l'autre moitié étant produite par le processus p et le processus s. La lettre r signifie qu'il s'agit d'une capture neutronique rapide, sous un flux neutronique très élevé, qui permet de produire, généralement à partir des éléments du pic du fer, des noyaux atomiques plus massifs en agrégeant des nucléons à partir des neutrons incidents avant que ces noyaux n'aient le temps de se désintégrer, le plus souvent par radioactivité β^–. Cette nucléosynthèse se poursuit jusqu'à la limite de stabilité de nucléides de plus en plus riches en neutrons, limite résultant des propriétés de la force nucléaire assurant la cohésion des nucléons dans les noyaux atomiques.

Ce processus tend à produire les isotopes les plus riches en neutrons des éléments lourds. Il peut généralement synthétiser les quatre isotopes les plus lourds de chaque élément lourd, et les deux plus lourds de ces éléments ne sont généralement produits que par ce processus. Le maximum d'abondance des éléments produits par processus r s'observe autour des nombres de masse A ≈ 82 (sélénium ₃₄Se, brome ₃₅Br, krypton ₃₆Kr), A ≈ 130 (tellure ₅₂Te, iode ₅₃I, xénon ₅₄Xe) et A ≈ 196 (osmium ₇₆Os, iridium ₇₇Ir et platine ₇₈Pt). Ceci requiert l'existence d'un flux extrêmement élevé de neutrons libres. Les premières études, remontant aux années 1950 avec l'article B²FH^[1], avaient théorisé la nécessité d'au moins un flux de 10²⁴ neutrons/cm³ pour une température de 1 GK. De telles densités de neutrons ne se rencontrent a priori que lors d'explosions de supernovae à effondrement de cœur^[2] ou de fusions d'étoiles à neutrons^[3]. La contribution relative de chacun de ces mécanismes à l'abondance astrophysique des éléments issus de la nucléosynthèse pas processus r fait toujours l'objet d'études^[4]. Notamment, l'abondance du ruthénium, du rhodium, du palladium et de l'argent (Z = 44 à 47, A = 99 à 110), corrélée à celle des éléments plus lourds (Z = 63-78, A > 150) et non aux éléments voisins (Z = 34-42 et 48-62), est affectée par les fragments de fission de noyaux transuraniens produits par le processus r (des noyaux riches en neutrons, A > 260)^[5].

Le processus s, qui est l'autre processus astrophysique important de production des éléments lourds, diffère du processus r en ce qu'il consiste en une capture neutronique lente qui se déroule avant tout dans les étoiles ordinaires, notamment celles de la branche asymptotique des géantes. C'est un processus dit secondaire, car il requiert l'existence d'isotopes déjà lourds qui sont convertis en d'autres isotopes par une succession lente de captures neutroniques, environ une capture tous les dix à cent ans, à comparer à une centaine de captures par seconde dans le cas d'un processus r. Le processus s intervient ainsi en complément du processus r, la combinaison de ces deux processus rendant compte de la presque totalité des nucléides observés dans l'espace.