• Procesos s
• Procesos r

¿Cómo se forman los elementos más pesados que el hierro? Los elementos más pesados se forman por captura de neutrones. En el interior de las estrellas muy evolucionadas se dan las condiciones físicas para que ocurran estas capturas. Los neutrones han sido producidos en muchas de las reacciones nucleares que han tenido lugar en la estrella y ahora pueden interaccionar con el hierro y con otros núcleos. Como los neutrones no tienen carga no encuentran ninguna barrera repulsiva para combinarse con núcleos cargados positivamente. Añadiendo neutrones a un núcleo el elemento no cambia, se forma un isótopo más masivo, eventualmente este isótopo se hace inestable y decae radiactivamente para formar un núcleo estable de otro elemento.

Cada captura sucesiva de un neutrón por un núcleo tarda un tiempo del orden de un año, así los núcleos inestables tienen tiempo para desintegrarse antes de capturar otro neutrón. Este proceso lento de captura de neutrones se denomina proceso s (del inglés slow para lento). Este proceso crea el cobre, la plata, el oro y el circonio entre otros.

Los procesos s explican la síntesis de núcleos estables hasta el bismuto-209, el núcleo más pesado no radioactivo conocido, pero no explica la existencia de núcleos más pesados como el torio-232, uranio-238, o plutonio-242. Estos elementos se forman por otro mecanismo, por el proceso denominado proceso r ( donde r indica rápido) que ocurren muy rápidamente durante las explosiones de supernova.

En la explosión de supernova, durante los primeros 15 minutos, el número de neutrones libres aumenta drásticamente, al romperse núcleos pesados por la violencia de la explosión. El flujo de neutrones es tan grande, durante la supernova, que los núcleos inestables pueden capturar muchos neutrones antes de poder desintegrarse. Así los procesos r son los responsables de la creación de los elementos más pesados conocidos. Como el tiempo necesario para sintetizar estos núcleos tan pesados es muy breve, nunca serán muy abundantes. Los elementos más pesados que el hierro son mil millones de veces menos abundantes que el hidrógeno y el helio.

Desde 1950, aproximadamente, los astrónomos saben que el hidrógeno y una mayoría del helio del Universo son primordiales, es decir, que estos elementos se formaron muy al principio después de la gran explosión. Todos los demás elementos son el resultado de la nucleosintesis estelar, se han formado, como acabamos de ver, por reacciones nucleares o captura de neutrones en las estrellas.

En la Figura 3-3-2 y en la Tabla 10.1 se dan las abundancias observadas de los distintos elementos e isótopos. Estas abundancias han sido obtenidas mediante estudios espectroscópicos en muchas estrellas, incluida el Sol. La característica más obvia es que los elementos pesados son mucho menos abundantes que los ligeros

Tabla 10.1. Abundancias cósmicas de los elementos Elementos Abundancia (%) .

Los cálculos teóricos de las trazas evolutivas predicen que los elementos pesados se crean dentro de las estrellas y los estudios espectroscópicos de las abundancias estelares confirma esta idea. La teoría también predice diferencias en las abundancias de los elementos pesados entre los viejos cúmulos globulares y los jóvenes cúmulos galácticos. Los cúmulos más jóvenes contienen más elementos pesados, ya que estos elementos se han producido con el tiempo, y cada generación de estrellas al morir aumenta la abundancia de métales en las nubes interestelares a partir de las cuales se forma otra nueva generación. Las estrellas formadas recientemente contienen una abundancia de elementos pesados mucho mayor que las estrella que se formaron hace mucho tiempo.