Processus s

On considère généralement que le processus s se déroule essentiellement dans les étoiles de la branche asymptotique des géantes à partir des atomes de fer issus de supernovae précédentes. Il se déroule sur des échelles de temps de plusieurs milliers d'années, avec des décennies entre chaque capture neutronique, ce qui est radicalement différent du processus r, qui se déroule en quelques secondes dans des environnements explosifs extrêmement riches en neutrons. La capacité du processus s à produire des éléments plus lourds le long de la vallée de stabilité de la carte des nucléides dépend du flux de neutrons produit par chaque étoile ainsi que du taux de fer de cette dernière.

Les principales sources de neutrons sont les réactions ¹³C (α, n) ¹⁶O et ²²Ne (α, n) ²⁵Mg[2] :

13 6C	+	4 2He	⟶	16 8O	+	1 0n	Étoiles peu massives en fin de réaction triple alpha
22 10Ne	+	4 2He	⟶	25 12Mg	+	1 0n	Étoiles massives en fin de fusion du carbone

Processus s agissant entre l'argent ₄₇Ag et l'antimoine ₅₁Sb.

Le processus s se compose essentiellement d'une composante principals et d'une composante faible. La composante principale produit les éléments situés au-delà du strontium ₃₈Sr et de l'yttrium ₃₉Y et jusqu'au plomb ₈₂Pb dans les étoiles de faible métallicité. Elle se déroule dans les étoiles de faible masse de la branche asymptotique des géantes[3] à partir de la source de neutrons du carbone 13 ¹³C[4]. La composante faible du processus s, en revanche, synthétise les isotopes de la vallée de stabilité depuis le fer 58 ⁵⁸Fe jusqu'au strontium ₃₈Sr et à l'yttrium ₃₉Y et se déroule dans les étoiles massives à la fin des phases de réaction triple alpha et de fusion du carbone à partir de la source de neutrons du néon 22 ²²Ne. Ces étoiles terminent leur existence sous forme de supernovae qui dispersent ces isotopes dans le milieu interstellaire.

Le processus s est parfois approché dans une région de faible masse à l'aide de l’approximation locale, selon laquelle le rapport entre les abondances d'isotopes voisins est inversement proportionnel au rapport des sections efficaces de capture neutronique de ces isotopes. Cette approximation n'est valide que localement dans la vallée de stabilité, c'est-à-dire entre isotopes de nombres de masse voisins, mais ne l'est pas au niveau des nombres magiques, où les abondances relatives varient de manière abrupte.

Réactions terminales du processus s. Les flèches vertes orientées vers le bas à droite représentent des captures électroniques. La flèche vert foncé orientée vers le bas à gauche représente une désintégration α.

Le flux de neutrons relativement faible censé se produire au cours des processus s, de l'ordre de 10⁵ à 10¹¹ neutrons/cm²/s, ne permet pas de produire des isotopes radioactifs tels ceux de thorium ₉₀Th ou d'uranium ₉₂U. Le cycle qui termine le processus s est ²⁰⁹Bi (n, γ) ²¹⁰Bi (–, β^–) ²¹⁰Po (–, α) ²⁰⁶Pb (3n, –) ²⁰⁹Pb (–, β^–) ²⁰⁹Bi :

209 83Bi	+	1 0n	⟶	210 83Bi	+	γ			Capture neutronique
210 83Bi			⟶	210 84Po	+	e–	+	νe	Désintégration β–
210 84Po			⟶	206 82Pb	+	4 2He			Désintégration α

Le plomb 206 ainsi formé est un isotope stable, qui peut subir à son tour une triple capture neutronique pour donner du bismuth 209 après une désintégration β^– :

206 82Pb	+	3 1 0n	⟶	209 82Pb					Captures neutroniques
209 82Pb			⟶	209 83Bi	+	e–	+	νe	Désintégration β–

La résultante de ces réactions est la conversion de quatre neutrons en une particule α, un rayon γ, deux électrons et deux antineutrinos électroniques ν_e :

4 1 0n

⟶

4 2He

+

γ

+

2 e–

+

2 νe.

Les poussières stellaires sont l'un des constituants des poussières cosmiques. Elles se forment par condensation de la matière éjectée par des étoiles ayant explosé. Elles existaient dans le milieu interstellaire de la Voie lactée avant la formation du Système solaire et se sont trouvées piégées dans les météorites formées dans le disque protoplanétaire. Elles peuvent être observées dans les météorites préservées depuis cette époque et sont habituellement désignées sous le terme de grains présolaires (en). Ceux qui sont constitués de matériaux produits par processus s sont enrichis en carbure de silicium SiC.

L'origine de ces grains a été établie au laboratoire en mesurant l'abondance relative des isotopes qui les constituent. La détection des isotopes du xénon produits par processus s a été réalisée dans la météorite de Murchison en 1978[5], confirmant que ces isotopes seraient enrichis dans les grains de poussière stellaire provenant de géantes rouges[6]. Les grains de carbure de silicium se condensent dans l'atmosphère des étoiles de la branche asymptotique des géantes et capturent la composition isotopique qui s'y trouve, ce qui a pu être établi par spectroscopie de masse[7].

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