S-процес

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
S-процес, чинний в діапазоні від Ag до Sb.

s-процес (від англ. slow — повільний) — реакції нуклеосинтезу, які полягають у послідовному захопленні ядрами нейтронів. Процес названо повільним на відміну від r-процесу, тому що ядра із короткими періодами напіврозпаду, що утворюються у таких реакціях, здебільшого встигають зазнати β-розпаду перш ніж буде приєднано наступний нейтрон.

За сучасними уявленнями саме завдяки цьому процесу у Всесвіті утворилася основна кількість хімічних елементів, важчих від заліза (до бісмуту включно), а також деяка кількість ізотопів аргону та кальцію[1].

Відповідний механізм нуклеосинтезу вперше описано у відомій праці Маргарет і Джеффрі Бербіджів, Фреда Хойла та Вільяма Фаулера[2].

Історія дослідження[ред. | ред. код]

Періодична таблиця, яка показує космогенне походження кожного елемента. Елементи, важчі за залізо, відмічені зеленим кольором, утворюються в результаті s-процесу.

Необхідність s-процесу була виявлена на підставі відносної кількості ізотопів важких елементів за допомогою таблиці поширеності елементів Ганса Зюсса та Гарольда Юрі 1956 року[3]. Ці дані показали піки поширеності стронцію, барію та свинцю, які згідно з оболонковою моделлю ядра є особливо стабільними ядрами, подібно до того, як благородні гази є хімічно інертними. Це можна було пояснити, якщо ядра створювались шляхом повільного захоплення нейтронів, що робило більш розповсюдженими ті магічні ядра, які легше утворювались і складніше руйнувались в цьому процесі. Таблиця розподілу важких ізотопів між s-процесом і r-процесом була опублікована у відомій оглядовій статті B2FH у 1957 році[4]. Там також стверджувалося, що s-процес відбувається в червоних гігантах. Особливо показовим був елемент технецій, для якого період напіврозпаду найстабільнішого ізотопу становить 4,2 мільйона років, і який, тим не менш, був відкритий у зорях в 1952 році[5][6] Полом Мерріллом[7][8]. Оскільки вважалося, що цим зорям мільярди років, наявність технецію в їхній зовнішній атмосфері була прийнята за доказ його нещодавнього утворення.

Математична модель послідовного утворення все важчих ізотопів із ядер заліза була розроблена в 1961 році[9]. Ця робота показала, що жодне фіксоване значення потоку нейтронів не може пояснити спостережувану поширеність s-елементів, а натомість потрібен широкий діапазон таких значень. Серія робіт Дональда Клейтона у 1970-х роках[10][11][12][13][14][15] стала стандартною моделлю s-процесу і залишався такою, поки деталі нуклеосинтезу зір асимптотичної гілки гігантів не стали настільки просунутими, s-процес стати моделювати з точним урахуванням моделей зоряної структури. Важливі для розрахунків s-процесу вимірювання поперечних перерізів захоплення нейтронів провели Національна лабораторія Ок-Рідж 1965 році[16] і Центр ядерної фізики Карлсруе в 1982 році[17].

Послідовність реакцій[ред. | ред. код]

Стабільність ізотопів хімічних елементів

Низка реакцій здебільшого починається з ядер так званого залізного піку (залізо, нікель), оскільки поперечний переріз реакції захоплення нейтронів для легших ядер надто малий. Нестабільні ядра з короткими періодами життя зазнають β-розпаду. Ядра, що мають порівняно довгі періоди напіврозпаду, можуть брати участь у подальших реакціях. Внаслідок процесу утворюються лише досить стабільні ядра.

Умови перебігу[ред. | ред. код]

Для ефективного перебігу s-процесу протрібна висока концентрація нейтронів (близько 1010 см−3). Утворення необхідної кількості нейтронів можуть забезпечити реакції:

13C + α → 16O + n + 2,22 МеВ
22Ne + α → 25Mg + n

Вони досить ефективно відбуваються за температури 108 K.

Додатковим джерелом нейтронів за такої температури можуть бути фотонейтронні реакції:

13C + γ → 12C + n — 4,95 МеВ
14N + γ → 13N + n — 10,55 МеВ

Їх роль зростає зі збільшенням температури.

Потрібні умови виникають у надрах зір асимптотичного відгалуження гігантів після перетворення у їх ядрі водню на гелій, а гелію — на вуглець (внаслідок потрійної α-реакції). Джерелом утворення необхідної кількості 14N слугують реакції CNO-циклу, що відбуваються на межі між конвективною гелієвою оболонкою та зовнішнім шаром, багатим на водень.

Результат[ред. | ред. код]

Для утворення важких ядер відповідні умови мають підтримуватися протягом досить тривалого часу (тисячі років). Послідовність реакцій s-процесу припиняється із утворенням свинцю та бісмуту, оскільки елементи з атомними номерами 84-89 (полоній, астат, радон, францій, радій та актиній) не мають досить стабільних ізотопів і зазнають швидкого α-розпаду.

Утворення ядер з атомними номерами 90 і більше (торій, уран) вимагає більшої потужності нейтронних потоків, і відбувається у r-процесі.

Посилання[ред. | ред. код]

  1. s-процес // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 465. — ISBN 966-613-263-X.
  2. E.M. Burbidge, G.R. Burbidge, W.A. Fowler, and F.Hoyle (1957). Synthesis of the Elements in Stars. Rev Mod Phy. 29 (4): 547. doi:10.1103/RevModPhys.29.547. Архів оригіналу за 24 липня 2008. Процитовано 10 січня 2011.  (англ.)
  3. Suess, H. E.; Urey, H. C. (1956). Abundances of the Elements. Reviews of Modern Physics. 28 (1): 53–74. Bibcode:1956RvMP...28...53S. doi:10.1103/RevModPhys.28.53. 
  4. Burbidge, E. M.; Burbidge, G. R.; Fowler, W. A.; Hoyle, F. (1957). Synthesis of the Elements in Stars. Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547–650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547. 
  5. Hammond, C. R. (2004). The Elements. Handbook of Chemistry and Physics (вид. 81st). CRC Press. ISBN 978-0-8493-0485-9. 
  6. Moore, C. E. (1951). Technetium in the Sun. Science. 114 (2951): 59–61. Bibcode:1951Sci...114...59M. PMID 17782983. doi:10.1126/science.114.2951.59. 
  7. Merrill, P. W. (1952). Technetium in the stars. Science. 115 (2992): 484. 
  8. George Sivulka (8 March 2017). An Introduction to the Evidence for Stellar Nucleosynthesis. Stanford University. Процитовано 3 May 2018. 
  9. Clayton, D. D.; Fowler, W. A.; Hull, T. E.; Zimmerman, B. A. (1961). Neutron capture chains in heavy element synthesis. Annals of Physics. 12 (3): 331–408. Bibcode:1961AnPhy..12..331C. doi:10.1016/0003-4916(61)90067-7. 
  10. Clayton, D. D.; Rassbach, M. E. (1967). Termination of the s-process. The Astrophysical Journal. 148: 69. Bibcode:1967ApJ...148...69C. doi:10.1086/149128. 
  11. Clayton, D. D. (1968). Distribution of neutron-source strengths for the s-process. У Arnett, W. D.; Hansen, C. J.; Truran, J. W.; Cameron, A. G. W. (ред.). Nucleosynthesis. Gordon and Breach. с. 225–240. 
  12. Peters, J. G.; Fowler, W. A.; Clayton, D. D. (1972). Weak s-process Irradiations. The Astrophysical Journal. 173: 637. Bibcode:1972ApJ...173..637P. doi:10.1086/151450. 
  13. Clayton, D. D.; Newman, M. J. (1974). s-process Studies: Exact Solution to a Chain Having Two Distinct Cross-Section Values. The Astrophysical Journal. 192: 501. Bibcode:1974ApJ...192..501C. doi:10.1086/153082. 
  14. Clayton, D. D.; Ward, R. A. (1974). s-process Studies: Exact Evaluation of an Exponential Distribution of Exposures. The Astrophysical Journal. 193: 397. Bibcode:1974ApJ...193..397C. doi:10.1086/153175. 
  15. Ward, R. A.; Newman, M. J.; Clayton, D. D. (1976). s-process Studies: Branching and the Time Scale. The Astrophysical Journal Supplement Series. 31: 33. Bibcode:1976ApJS...31...33W. doi:10.1086/190373. 
  16. Macklin, R. L.; Gibbons, J. H. (1965). Neutron Capture Data at Stellar Temperatures. Reviews of Modern Physics. 37 (1): 166–176. Bibcode:1965RvMP...37..166M. doi:10.1103/RevModPhys.37.166. 
  17. Kaeppeler, F.; Beer, H.; Wisshak, K.; Clayton, D. D.; Macklin, R. L.; Ward, R. A. (1982). s-process studies in the light of new experimental cross sections. The Astrophysical Journal. 257: 821–846. Bibcode:1982ApJ...257..821K. doi:10.1086/160033. 

Джерела[ред. | ред. код]