Медленный процесс захвата нейтронов , или s -процесс , представляет собой ряд реакций в ядерной астрофизике , которые происходят в звездах, в частности, в звездах асимптотической ветви гигантов . S -процесс отвечает за создание ( нуклеосинтез ) примерно половины атомных ядер тяжелее железа .
В s -процессе затравочное ядро подвергается захвату нейтрона , образуя изотоп с одной более высокой атомной массой . Если новый изотоп стабилен , может произойти ряд увеличений массы, но если он нестабилен , то произойдет бета-распад , в результате которого образуется элемент со следующим более высоким атомным номером . Процесс медленный (отсюда и название) в том смысле, что есть достаточно времени для того, чтобы этот радиоактивный распад произошел до того, как будет захвачен другой нейтрон. Серия этих реакций производит стабильные изотопы, двигаясь вдоль долины стабильных изобар бета-распада в таблице нуклидов .
Ряд элементов и изотопов может быть получен в результате s -процесса из-за вмешательства этапов альфа-распада в цепочку реакций. Относительное содержание элементов и изотопов зависит от источника нейтронов и того, как их поток изменяется с течением времени. Каждая ветвь цепи реакций s -процесса в конечном итоге заканчивается в цикле, включающем свинец , висмут и полоний .
S - процесс контрастирует с r -процессом , в котором последовательные захваты нейтронов происходят быстро : они происходят быстрее, чем может произойти бета-распад. R -процесс доминирует в средах с более высокими потоками свободных нейтронов ; он производит более тяжелые элементы и более богатые нейтронами изотопы, чем s -процесс. Вместе эти два процесса объясняют большую часть относительной распространенности химических элементов тяжелее железа.
S - процесс был необходим из относительного содержания изотопов тяжелых элементов и из недавно опубликованной таблицы содержания Ганса Зюсса и Гарольда Юри в 1956 году. [1] Среди прочего, эти данные показали пики содержания стронция , бария и свинца , которые, согласно квантовой механике и модели ядерных оболочек , являются особенно стабильными ядрами, подобно тому, как благородные газы химически инертны . Это подразумевало, что некоторые обильные ядра должны быть созданы путем медленного захвата нейтронов , и это был только вопрос определения того, как другие ядра могли быть учтены таким процессом. Таблица, распределяющая тяжелые изотопы между s -процессом и r -процессом, была опубликована в знаменитой обзорной статье B 2 FH в 1957 году. [2] Там также утверждалось, что s -процесс происходит в красных гигантских звездах. В особенно показательном случае элемент технеций , чей самый длинный период полураспада составляет 4,2 миллиона лет, был открыт в звездах s-, M- и N-типа в 1952 году [3] [4] Полом У. Мерриллом . [5] [6] Поскольку считалось, что этим звездам миллиарды лет, присутствие технеция в их внешних атмосферах было принято как доказательство его недавнего образования там, вероятно, не связанного с ядерным синтезом в глубоких недрах звезды, который обеспечивает ее энергию.
Расчетная модель для создания тяжелых изотопов из ядер затравки железа в зависимости от времени не была представлена до 1961 года. [7] Эта работа показала, что большие избытки бария, наблюдаемые астрономами в некоторых красных гигантских звездах, могли быть созданы из ядер затравки железа, если общий поток нейтронов (количество нейтронов на единицу площади) был подходящим. Она также показала, что ни одно единственное значение для потока нейтронов не может объяснить наблюдаемое содержание s -процесса, но что требуется широкий диапазон. Количество ядер затравки железа, которые подверглись воздействию данного потока, должно уменьшаться по мере того, как поток становится сильнее. Эта работа также показала, что кривая произведения сечения захвата нейтронов на содержание не является плавно падающей кривой, как набросал B 2 FH , а скорее имеет структуру уступа-пропасти . Серия статей [8] [9] [10] [11] [12] [13] в 1970-х годах Дональда Д. Клейтона, использующая экспоненциально уменьшающийся поток нейтронов как функцию числа экспонированных железных затравок, стала стандартной моделью s -процесса и оставалась таковой до тех пор, пока детали нуклеосинтеза звезд AGB не стали достаточно продвинутыми, чтобы стать стандартной моделью для образования элементов s -процесса на основе моделей звездной структуры. Важные серии измерений сечений захвата нейтронов были представлены Национальной лабораторией Ок-Ридж в 1965 году [14] и Центром ядерной физики Карлсруэ в 1982 году [15] , и впоследствии они поставили s -процесс на прочную количественную основу, которой он пользуется сегодня. [ необходимая ссылка ]
Считается, что s-процесс происходит в основном в асимптотических звездах ветви гигантов , засеянных ядрами железа , оставленными сверхновой во время предыдущего поколения звезд. В отличие от r -процесса, который, как полагают, происходит в течение времени в секундах во взрывоопасных средах, считается, что s -процесс происходит в течение времени в тысячи лет, проходя десятилетия между захватами нейтронов. Степень, в которой s -процесс перемещает элементы в таблице изотопов к более высоким массовым числам , по существу определяется степенью, в которой рассматриваемая звезда способна производить нейтроны . Количественный выход также пропорционален количеству железа в начальном распределении распространенности звезды. Железо является «стартовым материалом» (или затравкой) для этой последовательности нейтронного захвата-бета-минус распада синтеза новых элементов. [16]
Основными реакциями источника нейтронов являются:
Различают основной и слабый компоненты s -процесса. Основной компонент производит тяжелые элементы за пределами Sr и Y , и вплоть до Pb в звездах с самой низкой металличностью. Места производства основного компонента - это маломассивные асимптотические звезды ветви гигантов. [17] Основной компонент полагается на источник нейтронов 13 C выше. [18] С другой стороны, слабый компонент s -процесса синтезирует изотопы s -процесса элементов от затравочных ядер группы железа до 58 Fe и вплоть до Sr и Y и происходит в конце горения гелия и углерода в массивных звездах. Он использует в основном источник нейтронов 22 Ne. Эти звезды станут сверхновыми при своей гибели и выбросят эти изотопы s -процесса в межзвездный газ.
S - процесс иногда аппроксимируется в небольшой области масс с использованием так называемого «локального приближения», в котором отношение распространенностей обратно пропорционально отношению сечений захвата нейтронов для близлежащих изотопов на пути s -процесса. Это приближение, как следует из названия, справедливо только локально, то есть для изотопов с близлежащими массовыми числами, но оно недействительно при магических числах, где доминирует структура уступ-обрыв.
Из-за относительно низких потоков нейтронов, которые, как ожидается, будут иметь место во время s -процесса (порядка 10 5 - 10 11 нейтронов на см 2 в секунду), этот процесс не способен производить какие-либо тяжелые радиоактивные изотопы, такие как торий или уран . Цикл, который завершает s -процесс, следующий:
209
Би
захватывает нейтрон, производя210
Би
, который распадается на210
По
по β − распаду .210
По
в свою очередь распадается на206
свинец
по α-распаду :
206
свинец
затем захватывает три нейтрона, производя209
свинец
, 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 висмутом, самым тяжелым «стабильным» элементом, и полонием, первым непервичным элементом после висмута. Висмут на самом деле немного радиоактивен, но с периодом полураспада настолько долгим — в миллиард раз больше нынешнего возраста Вселенной — что он фактически стабилен в течение жизни любой существующей звезды. Однако полоний-210 распадается с периодом полураспада 138 дней до стабильного свинца-206 .
Звездная пыль является одним из компонентов космической пыли . Звездная пыль представляет собой отдельные твердые зерна, которые конденсировались во время потери массы различными давно умершими звездами. Звездная пыль существовала во всем межзвездном газе до рождения Солнечной системы и была захвачена метеоритами, когда они собирались из межзвездного вещества, содержащегося в планетарном аккреционном диске в ранней Солнечной системе. Сегодня их находят в метеоритах, где они сохранились. Метеориты обычно называют их досолнечными зернами . Обогащенные s -процессом зерна в основном представляют собой карбид кремния (SiC). Происхождение этих зерен демонстрируется лабораторными измерениями чрезвычайно необычных соотношений изотопов в пределах зерна. Первое экспериментальное обнаружение изотопов ксенона s -процесса было сделано в 1978 году, [19] подтвердив более ранние прогнозы о том, что изотопы s -процесса будут обогащены, почти чистыми, в звездной пыли красных гигантских звезд. [20] Эти открытия положили начало новому пониманию астрофизики и происхождения метеоритов в Солнечной системе. [21] Зерна карбида кремния (SiC) конденсируются в атмосферах звезд AGB и, таким образом, захватывают изотопные соотношения распространенности, которые 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 демонстрировался исследованиями этих пресолнечных зерен звездной пыли с помощью масс-спектрометра распыления . [21] Несколько удивительных результатов показали, что внутри них соотношение распространенности s -процесса и r -процесса несколько отличается от того, что предполагалось ранее. Также было показано с помощью захваченных изотопов криптона и ксенона , что распространенность s -процесса в атмосферах звезд AGB менялась со временем или от звезды к звезде, предположительно, с силой нейтронного потока в этой звезде или, возможно, с температурой. Это передовой рубеж исследований s -процесса в 2000-х годах.