s -proces - s-process

Proces powolny neutron-capture , lub s -Process , to seria reakcji w astrofizyce jądrowych zachodzących w gwiazdach, szczególnie AGB gwiazdek . Proces s odpowiada za tworzenie ( nukleosyntezę ) około połowy jąder atomowych cięższych od żelaza .

W s -Process, A nasion jądro ulega wychwytywanie neutronów z wytworzeniem izotop z jednej wyższej masy atomowej . Jeśli nowy izotop jest stabilny , może wystąpić seria przyrostów masy, ale jeśli jest niestabilny , nastąpi rozpad beta , wytwarzający pierwiastek o kolejnej wyższej liczbie atomowej . Proces ten jest powolny (stąd nazwa) w tym sensie, że jest wystarczająco dużo czasu, aby ten radioaktywny rozpad nastąpił przed wychwyceniem kolejnego neutronu. Szereg z tych reakcji wytwarza stabilne izotopy przesuwając się wzdłuż doliny z beta-zanik stabilnych izobar w tabeli nuklidów .

Szereg pierwiastków i izotopów może być wytwarzanych w procesie s , ze względu na interwencję etapów rozpadu alfa wzdłuż łańcucha reakcji. Względna obfitość wytwarzanych pierwiastków i izotopów zależy od źródła neutronów i tego, jak zmienia się ich strumień w czasie. Każda gałąź łańcucha reakcji s- procesu ostatecznie kończy się cyklem obejmującym ołów , bizmut i polon .

Proces s kontrastuje z procesem r , w którym kolejne wychwytywanie neutronów jest szybkie : zachodzą one szybciej niż może nastąpić rozpad beta. Proces r dominuje w środowiskach o wyższych strumieniach wolnych neutronów ; wytwarza cięższe pierwiastki i więcej bogatych w neutrony izotopów niż proces s . Razem te dwa procesy odpowiadają za większość względnej obfitości pierwiastków chemicznych cięższych od żelaza.

Historia

S -Process zaobserwowano być konieczne od względnej częstości izotopów ciężkich elementów oraz nowo opublikowanym tabeli częstości przez Hans Suessa i Harold Ureya w 1956 Między innymi, te dane wskazują piki liczebności strontu , baru , a ołów , które zgodnie z mechaniką kwantową i modelem powłoki jądrowej są szczególnie stabilnymi jądrami, podobnie jak gazy szlachetne są chemicznie obojętne . Sugerowało to, że pewne liczne jądra muszą powstać przez powolne wychwytywanie neutronów , a to była tylko kwestia ustalenia, w jaki sposób inne jądra mogą być wytłumaczone przez taki proces. Tabela podziału izotopy ciężkie między s -Process i r -Process został opublikowany w słynnym B 2 FH przeglądarki papieru w 1957. Nie Twierdzono również, że ów -Process występuje w czerwonych olbrzymów gwiazd. W szczególnie ilustracyjnym przypadku pierwiastek technet , którego najdłuższy okres półtrwania wynosi 4,2 miliona lat, został odkryty w gwiazdach typu s, M i N w 1952 roku przez Paula W. Merrilla . Ponieważ uważano, że gwiazdy te mają miliardy lat, obecność technetu w ich zewnętrznych atmosferach została uznana za dowód jego niedawnego powstania tam, prawdopodobnie niezwiązanej z fuzją jądrową w głębokim wnętrzu gwiazdy, która zapewnia jej moc.

Układ okresowy pierwiastków pokazujący kosmogeniczne pochodzenie każdego pierwiastka. Pierwiastki cięższe od żelaza, pochodzące z umierających gwiazd o małej masie, są zazwyczaj wytwarzane w procesie s , który charakteryzuje się powolną dyfuzją neutronów i wychwytywaniem przez długi czas w takich gwiazdach.

Obliczalny model tworzenia ciężkich izotopów z jąder zarodkowych żelaza w sposób zależny od czasu został dostarczony dopiero w 1961 roku. Praca ta wykazała, że ​​duże nadmiary baru obserwowane przez astronomów w niektórych czerwonych olbrzymach mogą powstać z jąder zarodkowych żelaza, jeśli całkowity strumień neutronów (liczba neutronów na jednostkę powierzchni) był odpowiedni. Okazało się również, że żadna pojedyncza wartość strumienia neutronów nie może odpowiadać za obserwowaną obfitość procesu s , ale wymagany jest szeroki zakres. Liczba jąder zarodkowych żelaza, które zostały wystawione na działanie danego strumienia, musi się zmniejszać, gdy strumień staje się silniejszy. Praca ta wykazała również, że krzywa iloczynu liczebności przekroju poprzecznego wychwytywania neutronów nie jest gładko opadającą krzywą, jak naszkicował B 2 FH , ale raczej ma strukturę półkę-przepaść . Seria artykułów z lat 70. autorstwa Donalda D. Claytona wykorzystująca wykładniczo malejący strumień neutronów w funkcji liczby odsłoniętych nasion żelaza stała się standardowym modelem procesu s i pozostała nim do czasu, aż szczegóły nukleosyntezy gwiazd AGB stały się wystarczająco rozwinęli, że stały się standardowym modelem formowania pierwiastków s- procesów w oparciu o modele struktury gwiazdowej. Ważna seria pomiarów przekrojów poprzecznych wychwytu neutronów została zgłoszona z Oak Ridge National Lab w 1965 i przez Karlsruhe Nuclear Physics Center w 1982, a następnie umieściły one s -proces na mocnej podstawie ilościowej, którą cieszy się dzisiaj.

Proces s w gwiazdach

Uważa się, że proces s zachodzi głównie w asymptotycznych gałęziach olbrzymów , zasianych przez jądra żelaza pozostawione przez supernową z poprzedniej generacji gwiazd. W przeciwieństwie do r -procesu, który, jak się uważa, zachodzi w skalach czasowych sekund w środowiskach wybuchowych, uważa się , że proces s zachodzi w skalach czasowych tysięcy lat, z upływem dziesięcioleci pomiędzy wychwytywaniem neutronów. Stopień, w jakim proces s przesuwa pierwiastki na wykresie izotopów do wyższych liczb masowych, jest zasadniczo określony przez stopień, w jakim dana gwiazda jest w stanie wytwarzać neutrony . Wydajność ilościowa jest również proporcjonalna do ilości żelaza w początkowym rozkładzie obfitości gwiazdy. Żelazo jest "materiałem wyjściowym" (lub nasieniem) dla tej sekwencji wychwytywania neutronów beta bez rozpadu syntezy nowych pierwiastków.

Główne reakcje źródła neutronów to:

13
6
C
 
4
2
On
 
→  16
8
O
 

n
22
10
Ne
 
4
2
On
 
→  25
12
Mg
 

n
Proces s działający w zakresie od Ag do Sb .

Rozróżnia się główny i słaby składnik s -procesu . Główny składnik wytwarza ciężkie pierwiastki poza Sr i Y oraz do Pb w gwiazdach o najniższej metaliczności. Miejsca produkcji głównego komponentu to małomasywne, asymptotyczne gwiazdy gałęzi olbrzymów. Główny składnik opiera się na powyższym źródle neutronów 13 C. Słaby składnik e -Process, z drugiej strony, syntetyzuje s -Process izotopy pierwiastków z grupy żelaza jąder nasion do 58 Fe na maksymalnie Sr i Y, i odbywa się na końcu helu - i węgla spalania w masywne gwiazdy. Wykorzystuje głównie źródło neutronów 22 Ne. Gwiazdy te staną się supernowymi w momencie śmierci i wyrzucą te izotopy procesu s w gaz międzygwiazdowy.

Proces s jest czasami aproksymowany w obszarze małej masy przy użyciu tak zwanego „przybliżenia lokalnego”, w którym stosunek liczebności jest odwrotnie proporcjonalny do stosunku przekrojów wychwytujących neutrony dla pobliskich izotopów na ścieżce procesu s . To przybliżenie jest – jak sama nazwa wskazuje – ważne tylko lokalnie, czyli dla izotopów o pobliskich liczbach masowych, ale nieważne przy liczbach magicznych, gdzie dominuje struktura półka-przepaść.

Wykres przedstawiający końcową część procesu s . Czerwone poziome linie z okręgiem na prawym końcu reprezentują wychwytywanie neutronów ; niebieskie strzałki skierowane w górę w lewo reprezentują rozpady beta ; zielone strzałki skierowane w dół-lewo reprezentują rozpady alfa ; niebiesko-zielone/jasnozielone strzałki skierowane w dół-prawo reprezentują wychwytywanie elektronów .

Ze względu na stosunkowo niskie strumieni neutronowych ewentualnie wystąpić podczas s -Process (rzędu od 10 5 do 10 11 neutronów na cm 2 na sekundę), sposób ten nie posiada zdolności do wytwarzania któregokolwiek z ciężkich radioaktywne izotopy, takie jak tor lub uran . Cykl kończący s -proces to:

209
Bi
wychwytuje neutron, wytwarzając 210
Bi
, który rozpada się na 210
Po
przez β rozpad .210
Po
z kolei rozpada się na 206
Pb
przez rozpad α :

209
83
Bi
 

n
 
→  210
83
Bi
 

γ
210
83
Bi
 
    →  210
84
Po
 

mi
 

ν
mi
210
84
Po
 
    →  206
82
Pb
 
4
2
On

206
Pb
następnie wychwytuje trzy neutrony, wytwarzając 209
Pb
, który rozpada się na 209
Bi
przez β zanik, wznawiając cykl:

206
82
Pb
 

n
 
→  209
82
Pb
209
82
Pb
 
    →  209
83
Bi
 
 
mi
 
 
ν
mi

Wynikiem tego cyklu jest zatem, że 4 neutrony są przekształcane do jednego cząstki alfa , dwóch elektronów , dwa antyelektronem neutrin i gamma :

   
n
 
→  4
2
On
 

mi
 

ν
mi
 

γ

Proces zatem kończy się na bizmucie, najcięższym „stabilnym” elemencie i polon, pierwszym po bizmucie pierwiastku niepierwotnym. Bizmut jest w rzeczywistości nieco radioaktywny, ale jego okres półtrwania jest tak długi — miliard razy dłuższy od obecnego wieku Wszechświata — że jest skutecznie stabilny przez całe życie każdej istniejącej gwiazdy. Jednak polon-210 rozpada się z okresem półtrwania 138 dni do stabilnego ołowiu-206.

Gdy s -Process mierzona w stardust

Gwiezdny pył jest jednym ze składników kosmicznego pyłu . Gwiezdny pył to pojedyncze stałe ziarna, które skondensowały się podczas utraty masy z różnych od dawna martwych gwiazd. Gwiezdny pył istniał w gazie międzygwiazdowym przed narodzinami Układu Słonecznego i został uwięziony w meteorytach, gdy składały się one z materii międzygwiazdowej zawartej w dysku akrecyjnym planet we wczesnym Układzie Słonecznym. Dziś znajdują się w meteorytach, gdzie się zachowały. Meteorytycy zwyczajowo nazywają je ziarnami przedsłonecznymi . Przez S -Process wzbogacone ziarna są głównie z węglika krzemu (SiC). Pochodzenie tych ziaren dowodzą laboratoryjne pomiary niezwykle nietypowych stosunków liczebności izotopów w ziarnie. Pierwsze eksperymentalne wykrycie izotopów ksenonu s- procesu miało miejsce w 1978 r., potwierdzając wcześniejsze przewidywania, że izotopy s- procesu zostaną wzbogacone, prawie czyste, w pył gwiezdny z czerwonych olbrzymów. Odkrycia te zapoczątkowały nowy wgląd w astrofizykę i pochodzenie meteorytów w Układzie Słonecznym. Ziarna węglika krzemu (SiC) kondensują się w atmosferach gwiazd AGB i w ten sposób wychwytują stosunki liczebności izotopów, jakie istniały w tej gwieździe. Ponieważ gwiazdy AGB są głównym miejscem procesu s w galaktyce, ciężkie pierwiastki w ziarnach SiC zawierają prawie czyste izotopy procesu s w pierwiastkach cięższych niż żelazo. Fakt ten został wielokrotnie zademonstrowany przez badania spektrometru masowego z rozpylaniem jonów tych ziaren przedsłonecznych . Kilka zaskakujących wyników pokazało, że w ich obrębie stosunek liczebności s- procesów i r- procesów jest nieco inny niż wcześniej zakładano. W przypadku uwięzionych izotopów kryptonu i ksenonu wykazano również, że obfitość s -procesu w atmosferach gwiazd AGB zmieniała się z czasem lub z gwiazdy na gwiazdę, przypuszczalnie z siłą strumienia neutronów w tej gwieździe lub być może z temperaturą. To jest dzisiaj granica studiów nad s- procesami.

Bibliografia