Процесс медленного захвата нейтронов , или s -процесс , представляет собой серию реакций в ядерной астрофизике , которые происходят в звездах, особенно в асимптотических звездах ветви гигантов . s - процесс отвечает за создание ( нуклеосинтез ) примерно половины атомных ядер тяжелее железа .
В s -процессе зародышевое ядро подвергается захвату нейтронов с образованием изотопа с еще одной атомной массой . Если новый изотоп стабилен , может произойти серия увеличений массы, но если он нестабилен , то произойдет бета-распад , в результате которого образуется элемент со следующим более высоким атомным номером . Этот процесс медленный (отсюда и название) в том смысле, что радиоактивному распаду достаточно времени, прежде чем будет захвачен другой нейтрон. Серия этих реакций производит стабильные изотопы, перемещаясь по долине стабильных изобар бета-распада в таблице нуклидов .
Ряд элементов и изотопов может быть получен в результате s -процесса из-за вмешательства стадий альфа-распада в цепочку реакций. Относительное содержание образующихся элементов и изотопов зависит от источника нейтронов и того, как их поток меняется с течением времени. Каждая ветвь реакционной цепи s -процесса в конечном итоге заканчивается циклом с участием свинца , висмута и полония .
s - процесс контрастирует с r -процессом , в котором последовательные захваты нейтронов происходят быстро : они происходят быстрее, чем может произойти бета-распад. В средах с более высокими потоками свободных нейтронов доминирует г - процесс ; он производит более тяжелые элементы и больше нейтронно-богатых изотопов, чем s -процесс. Вместе эти два процесса составляют большую часть относительного содержания химических элементов тяжелее железа.
Необходимость s - процесса была доказана на основании относительных содержаний изотопов тяжелых элементов и недавно опубликованной таблицы содержаний Ганса Зюсса и Гарольда Юри в 1956 году . [1] Среди прочего, эти данные показали пики содержания стронция , барий и свинец , которые, согласно квантовой механике и модели ядерной оболочки , являются особенно стабильными ядрами, подобно тому, как благородные газы химически инертны . Это подразумевало, что некоторые многочисленные ядра должны создаваться в результате медленного захвата нейтронов , и оставалось лишь определить, как другие ядра могут быть объяснены таким процессом. Таблица распределения тяжелых изотопов между s -процессом и r -процессом была опубликована в знаменитом обзорном документе B 2 FH в 1957 году . [2] Там также утверждалось, что s -процесс происходит в звездах красных гигантов . Особенно показательным является элемент технеций , самый длинный период полураспада которого составляет 4,2 миллиона лет, который был открыт в звездах s-, M- и N-типа в 1952 году [3] [4] Полом У. Мерриллом . [5] [6] Поскольку считалось, что возраст этих звезд составляет миллиарды лет, присутствие технеция в их внешних атмосферах рассматривалось как свидетельство его недавнего создания там, вероятно, не связанного с ядерным синтезом в глубоких недрах звезды, который обеспечивает свою силу.
Рассчитываемая модель создания тяжелых изотопов из зародышевых ядер железа в зависимости от времени не была представлена до 1961 года. [7] Эта работа показала, что большие избытки бария, наблюдаемые астрономами в некоторых звездах красных гигантов, могут быть созданы из железа. зародышевые ядра, если общий поток нейтронов (количество нейтронов на единицу площади) был подходящим. Это также показало, что ни одно значение нейтронного потока не может объяснить наблюдаемую распространенность s -процесса, но необходим широкий диапазон. Число зародышей железа, подвергшихся воздействию данного потока, должно уменьшаться по мере того, как поток становится сильнее. Эта работа также показала, что кривая произведения сечения захвата нейтронов на распространенность не является плавно падающей кривой, как это нарисовал B 2 FH , а скорее имеет структуру уступа-обрыва . Серия статей [8] [9] [10] [11] [12] [13] в 1970-х годах Дональда Д. Клейтона, в которых использовался экспоненциально падающий поток нейтронов в зависимости от количества подвергшихся воздействию железных затравок, стала стандартной моделью. s - процесса и оставался таковым до тех пор, пока детали нуклеосинтеза AGB-звезд не стали достаточно развитыми, чтобы стать стандартной моделью образования элементов s -процесса, основанной на моделях звездной структуры. Важные серии измерений сечений захвата нейтронов были опубликованы в Окриджской национальной лаборатории в 1965 году [ 14] и в Центре ядерной физики Карлсруэ в 1982 году [ 15] . сегодня. [ нужна цитата ]
Считается, что s-процесс происходит в основном в асимптотических звездах ветви гигантов , засеянных ядрами железа, оставленными сверхновыми во время предыдущего поколения звезд. В отличие от r -процесса, который, как полагают, происходит в течение нескольких секунд во взрывоопасных средах, s -процесс, как полагают, происходит в течение тысяч лет, с прохождением десятилетий между нейтронными захватами. Степень, в которой s -процесс перемещает элементы в таблице изотопов к более высоким массовым числам , по существу определяется степенью способности рассматриваемой звезды производить нейтроны . Количественный выход также пропорционален количеству железа в первоначальном распределении содержания звезды. Железо является «исходным материалом» (или затравкой) для этой последовательности нейтронного захвата-бета минус распад синтеза новых элементов. [ нужна цитата ]
Основными реакциями источника нейтронов являются:
Выделяют главную и слабую s -процессную составляющую. Главный компонент производит тяжелые элементы, помимо Sr и Y , и вплоть до Pb в звездах с самой низкой металличностью. Местами рождения главного компонента являются маломассивные асимптотические звезды ветви гигантов. [16] Основной компонент основан на источнике нейтронов 13 C, указанном выше. [17] Слабый компонент s -процесса, напротив, синтезирует изотопы s -процесса элементов от затравочных ядер группы железа до Fe 58 вплоть до Sr и Y, а в конце происходит гелий- и углерод. -горящие в массивных звездах. В нем в основном используется источник нейтронов 22 Ne. После гибели эти звезды станут сверхновыми и выбросят изотопы s -процесса в межзвездный газ.
s -процесс иногда аппроксимируется в области малых масс с использованием так называемого «локального приближения», согласно которому соотношение содержаний обратно пропорционально отношению сечений захвата нейтронов для близлежащих изотопов на пути s -процесса . . Это приближение, как следует из названия, действительно только локально, то есть для изотопов с близкими массовыми числами, но оно недействительно для магических чисел, где доминирует структура уступ-обрыв.
Из-за относительно низких потоков нейтронов, которые, как ожидается, будут возникать во время s -процесса (порядка от 10 5 до 10 11 нейтронов на см 2 в секунду), этот процесс не способен производить какие-либо тяжелые радиоактивные изотопы, такие как торий или уран . Цикл, завершающий s -процесс:
209
Би
захватывает нейтрон, производя210
Би
, который распадается на210
По
по β - распаду .210
По
в свою очередь распадается на206
Pb
путем α-распада :
206
Pb
затем захватывает три нейтрона, производя209
Pb
, который распадается на209
Би
по β − распаду, перезапуская цикл:
Таким образом, конечным результатом этого цикла является то, что 4 нейтрона преобразуются в одну альфа-частицу , два электрона , два антиэлектронных нейтрино и гамма-излучение :
Таким образом, процесс заканчивается образованием висмута, самого тяжелого «стабильного» элемента, и полония, первого непервичного элемента после висмута. Висмут на самом деле немного радиоактивен, но его период полураспада настолько велик (в миллиард раз больше нынешнего возраста Вселенной), что он фактически стабилен на протяжении всей жизни любой существующей звезды. Однако полоний-210 распадается с периодом полураспада138 d до стабильного свинца-206 .
Звездная пыль — это один из компонентов космической пыли . Звездная пыль — это отдельные твердые зерна, которые конденсировались во время потери массы различными давно умершими звездами. Звездная пыль существовала в межзвездном газе до рождения Солнечной системы и была поймана в метеоритах, когда они образовались из межзвездного вещества, содержащегося в планетарном аккреционном диске в ранней Солнечной системе. Сегодня их находят в метеоритах, где они и сохранились. Метеоритики обычно называют их предсолнечными зернами . Зерна , обогащенные s -процессом, в основном состоят из карбида кремния (SiC). Происхождение этих зерен подтверждается лабораторными измерениями чрезвычайно необычных соотношений содержания изотопов в зерне. Первое экспериментальное обнаружение изотопов ксенона s -процесса было сделано в 1978 году [18] , подтвердив более ранние предсказания о том, что изотопы s -процесса будут обогащены (почти чистые) звездной пылью красных гигантов. [19] Эти открытия открыли новый взгляд на астрофизику и происхождение метеоритов в Солнечной системе. [20] Зерна карбида кремния (SiC) конденсируются в атмосферах звезд AGB и, таким образом, улавливают соотношения содержания изотопов в том виде, в котором они существовали в этой звезде. Поскольку звезды AGB являются основным местом s - процесса в галактике, тяжелые элементы в зернах SiC содержат почти чистые изотопы s -процесса в элементах тяжелее железа. Этот факт неоднократно был продемонстрирован исследованиями этих предсолнечных зерен звездной пыли с помощью ионного масс-спектрометра . [20] Несколько неожиданных результатов показали, что внутри них соотношение содержаний s -процессов и r -процессов несколько отличается от того, которое предполагалось ранее. С помощью захваченных изотопов криптона и ксенона также было показано , что содержание s -процессов в атмосферах звезд AGB меняется со временем или от звезды к звезде, предположительно в зависимости от силы нейтронного потока в этой звезде или, возможно, от температуры. Это рубеж исследований s -процессов в 2000-х годах.