b"\n_START_ARTICLE_\nProcesso s\n_START_PARAGRAPH_\nIl processo s, o processo di cattura lenta dei neutroni, \xc3\xa8 un processo di nucleosintesi che avviene nelle stelle in condizioni di bassa densit\xc3\xa0 neutronica e di media temperatura. In tali condizioni il tasso di cattura neutronica da parte dei nuclei atomici \xc3\xa8 pi\xc3\xb9 lento di quello del decadimento radioattivo beta. Nel processo s un isotopo stabile cattura un neutrone, ma il nuclide instabile che viene cos\xc3\xac creato decade prima che un altro neutrone venga catturato. In tal modo viene creato un isotopo stabile dell'elemento di numero atomico immediatamente successivo. Tramite questo processo viene creata circa la met\xc3\xa0 degli isotopi degli elementi pi\xc3\xb9 pesanti del ferro dell'universo e pertanto esso gioca un ruolo importante nella determinazione della composizione chimica delle galassie. Il processo s differisce dal Processo r per la differente velocit\xc3\xa0 di cattura dei neutroni, che \xc3\xa8 molto pi\xc3\xb9 elevata nel processo r. Le lettere s e r sono le abbreviazione delle parole inglesi slow (lento) e rapid (veloce).\n_START_SECTION_\nStoria\n_START_PARAGRAPH_\nL'esistenza di un processo simile al processo s fu ipotizzata in seguito alle nuove tabelle relative all'abbondanza degli elementi chimici pubblicate da Hans Suess e Harold Urey nel 1956, che evidenziavano picchi nelle abbondanze di isotopi di elementi pesanti, come lo stronzio, il bario e il piombo, i quali, secondo la meccanica quantistica e il modello nucleare a shell, hanno nuclei particolarmente stabili, cio\xc3\xa8 quanto lo sono i gas nobili. Si trattava quindi di comprendere quali altri elementi fossero coinvolti nel processo s. Una ipotesi in questo senso fu formulata in un famoso articolo pubblicato nel 1957 da Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler e Fred Hoyle che descriveva il modo in cui gli elementi pesanti vengono derivati mediante i processi s, r e p. Nel medesimo articolo gli autori avanzarono l'ipotesi che il processo s avvenisse nelle giganti rosse. Il caso del tecnezio era, in questo senso, particolarmente esplicativo: esso ha un'emivita di 4,2 milioni di anni e le sue righe spettrali erano state osservate negli spettri delle giganti rosse e delle giganti al carbonio nel 1952. Poich\xc3\xa9 questi tipi di stelle hanno un'et\xc3\xa0 di diversi miliardi di anni, la presenza del tecnezio nelle loro atmosfere non pu\xc3\xb2 essere dovuta n\xc3\xa9 a una sua preesistenza nelle nubi da cui queste stelle si sono formate, n\xc3\xa9 alle reazioni di fusione che avvengono nel nucleo stellare, n\xc3\xa9 a eventi connessi alle primissime fasi di vita della stella risalenti a miliardi di anni prima._NEWLINE_Un modello fisico-matematico della creazione di isotopi pesanti da nuclei di ferro fu proposto nel 1961. In questo lavoro fu dimostrato come la sovrabbondanza di bario osservata dagli astronomi in alcune stelle giganti era dovuta alla sua derivazione dal ferro in condizioni di densit\xc3\xa0 neutroniche appropriate. In particolare fu dimostrato che un unico valore della densit\xc3\xa0 neutronica non poteva spiegare il processo s, ma che questo era possibile solo in presenza di un range di densit\xc3\xa0 differenti. Inoltre il numero di nuclei di ferro esposti a una certa densit\xc3\xa0 neutronica doveva decrescere se la densit\xc3\xa0 aumentava mentre il grafico del tasso di cattura neutronica in funzione della densit\xc3\xa0 non \xc3\xa8 lineare, ma del tipo a scalini e precipizi._NEWLINE_Importanti misurazioni del tasso di cattura neutronica da parte dei nuclei atomici furono compiute nell'Oak Ridge National Laboratory nel 1965 e nel Karlsruhe Nuclear Physics Center nel 1982. Esse fornirono ai modelli fisici teorici importanti dati quantitativi su cui fondarsi. In una serie di articoli pubblicati negli anni settanta D. Clayton conferm\xc3\xb2 le ipotesi precedenti, che divennero il modello standard del processo s.\n_START_SECTION_\nIl processo-S e la polvere interstellare\n_START_PARAGRAPH_\nI granuli di carburo di silicio (SiC) condensano nell'atmosfera delle stelle giganti intrappolando gli isotopi prodotti dal processo s. Quando la stella conclude la propria esistenza, i grani di SiC si disperdono nello spazio interstellare, andando a formare parte della polvere interstellare. Tale polvere ha contaminato la nube da cui il sistema solare \xc3\xa8 nato e di conseguenza anche gli asteroidi nati dalla nube e le meteoriti che cadono sulla Terra. Analizzando tali meteoriti \xc3\xa8 quindi possibile studiare la polvere interstellare l\xc3\xac intrappolata e di conseguenza anche gli isotopi prodotti dal processo s. Ci\xc3\xb2 ha permesso di approfondire la conoscenza del processo._NEWLINE_Mediante la tecnica dello sputtering, consistente nel bombardamento delle meteoriti tramite un fascio di particelle, \xc3\xa8 possibile ottenere spettri dei grani di origine stellare presenti nella meteorite. L'origine stellare dei grani \xc3\xa8 stata dimostrata da misure di laboratorio che hanno permesso di rilevare abbondanze estremamente insolite di isotopi all'interno dei grani stessi. Tramite tali tecniche \xc3\xa8 stato appurato che il rapporto fra gli elementi prodotti tramite il processo s e quelli prodotti per mezzo del processo r \xc3\xa8 differente da quanto si era assunto precedentemente. Inoltre le abbondanze di certi elementi come il kripton o lo xeno hanno permesso di mostrare che le abbondanze degli elementi prodotti dal processo s variano da stella a stella, presumibilmente in ragione della densit\xc3\xa0 neutronica o della temperatura. La ricerca attuale sul processo s verte intorno a questi temi."