Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Медленный процесс захвата нейтронов , или s -процесс , представляет собой ряд реакций в ядерной астрофизике , которые происходят в звездах, в частности AGB звезд . С -процесса отвечает за создание ( нуклеосинтеза ) около половины атомных ядер более тяжелых , чем железо .

В ˙s -процесса, A семена ядра подвергается захват нейтронов с образованием изотопа с одним выше атомной массой . Если новый изотоп стабилен , может произойти серия увеличений массы, но если он нестабилен , произойдет бета-распад с образованием элемента со следующим по величине атомным номером . Процесс идет медленно (отсюда и название) в том смысле, что для этого радиоактивного распада достаточно времени, прежде чем будет захвачен другой нейтрон. Ряд этих реакций производит стабильные изотопы путем перемещения вдоль долины изстабильные изобары бета-распада в таблице нуклидов .

Ряд элементов и изотопов может быть произведен s- процессом из-за вмешательства шагов альфа-распада в цепочке реакции. Относительное содержание образующихся элементов и изотопов зависит от источника нейтронов и того, как их поток изменяется со временем. Каждая ветвь цепочки реакций s- процесса в конечном итоге завершается циклом, включающим свинец , висмут и полоний .

S -Process контрасты с г -процессом , в котором последовательные нейтронных захваты являются быстрыми : они происходят гораздо быстрее , чем может произойти бета - распад. В R -Process доминирует в средах с более высокими потоками свободных нейтронов ; 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.

История [ править ]

С -процессом был виден, потребуются от относительного содержания изотопов тяжелых элементов и от недавно опубликованной таблицы содержаний по Hans Зюсс и Harold Урей в 1956 г. Среди прочего, эти данные показали пики изобилия для стронция , бария , и Свинец , который, согласно квантовой механике и модели ядерной оболочки , является особенно стабильным ядром, так же как благородные газы химически инертны . Это означало, что некоторые изобильные ядра должны быть созданы путем медленного захвата нейтронов., и это было только вопросом определения того, как другие ядра могут быть объяснены таким процессом. Таблица распределения тяжелых изотопов между s -процессом и r -процессом была опубликована в знаменитом обзоре B 2 FH в 1957 г. [1] Там также утверждалось, что s- процесс происходит в красных гигантах . В особенно иллюстративном случае элемент технеций , чей длинный период полураспада составляет 4,2 миллионов лет, были обнаружены в втор-, M- и звезд N-типа в 1952 году [2] [3] от Paul W. Merrill . [4] [5] Поскольку считалось, что этим звездам миллиарды лет, присутствие технеция во внешних атмосферах было воспринято как свидетельство его недавнего создания там, вероятно, не связанного с ядерным синтезом в глубоких недрах звезды, обеспечивающим ее энергию.

Периодическая таблица, показывающая космогенное происхождение каждого элемента. Элементы тяжелее железа, образующиеся в умирающих маломассивных звездах, как правило, образуются в s-процессе , который характеризуется медленной диффузией нейтронов и захватом в течение длительного периода в таких звездах.

Расчетная модель создания тяжелых изотопов из зародышей железа в зависимости от времени не была предоставлена ​​до 1961 года. [6] Эта работа показала, что большие избытки бария, наблюдаемые астрономами в некоторых звездах красных гигантов, могут быть созданы из железа. зародыши, если общий нейтронный поток (количество нейтронов на единицу площади) был подходящим. Он также показал, что ни одно одно значение для нейтронного потока не может объяснить наблюдаемую распространенность s- процессов, но требуется широкий диапазон. Количество зародышей затравки железа, подвергшихся воздействию данного потока, должно уменьшаться по мере того, как поток становится сильнее. Эта работа также показала, что кривая произведения поперечного сечения захвата нейтрона на содержание не является плавно падающей кривой, поскольку B 2 FHбыл нарисован, но имеет структуру уступ-обрыв . Стандартной моделью стала серия работ [7] [8] [9] [10] [11] [12] » Дональда Д. Клейтона 1970-х годов, в которых использовался экспоненциально убывающий поток нейтронов в зависимости от количества экспонированных затравок. из ева -процесса и оставался таковым до детали АГБ-звездного нуклеосинтеза стала достаточно продвинута , что они стали стандартной моделью для ева -Process формирования элемента на основе звездных моделей структуры. Важная серия измерений сечений захвата нейтронов была опубликована в Национальной лаборатории Ок-Ридж в 1965 г. [13]и Центром ядерной физики Карлсруэ в 1982 году [14], и впоследствии они поместили s- процесс на твердую количественную основу, которой он пользуется сегодня. [ необходима цитата ]

S -процесс в звездах [ править ]

С -процесса как полагают, происходит в основном в асимптотической ветви гигантов звезд, посеянных на ядрах железа , оставленных сверхновой во время предыдущего поколения звезд. В отличие от r- процесса, который, как полагают, происходит за секунды во взрывоопасных средах, s- процесс, как полагают, происходит в масштабе 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 обилия звезды. Железо является «исходным материалом» (или затравкой) для этой последовательности нейтронного захвата-бета минус распад при синтезе новых элементов. [ необходима цитата ]

Основные реакции нейтронных источников :

13 6C + 4 2Он → 16 8О + п
22 10Ne + 4 2Он → 25 12Mg + п
S -Process , действующий в диапазоне от Ag до Sb .

Различают основную и слабую s- компоненты процесса . Главный компонент производит тяжелые элементы, превышающие Sr и Y , и вплоть до Pb в звездах с самой низкой металличностью. Местами рождения главного компонента являются маломассивные звезды ветвления асимптотических гигантов. [15] Главный компонент основан на источнике нейтронов 13 C выше. [16] Слабый компонент s- процесса, с другой стороны, синтезирует изотопы s- процесса элементов от зародышевых ядер группы железа до 58 Fe, вплоть до Sr и Y, и имеет место в конце гелия и углерода. -гораниев массивных звездах. Он использует в основном источник нейтронов 22 Ne. Эти звезды станут сверхновыми после их гибели и выбросят эти изотопы s- процесса в межзвездный газ.

С -процесса иногда аппроксимированы по малой области масс с помощью так называемого «локального приближения», с помощью которого отношение содержаний обратно пропорциональна отношению нейтронного захвата сечений соседних изотопов на ˙s -Process путь . Это приближение, как следует из названия, действительно только локально, то есть для изотопов с близкими массовыми числами, но оно недействительно для магических чисел, где преобладает структура уступ-пропасть.

Диаграмма, представляющая заключительную часть s -процесса. Красные горизонтальные линии с кружком на правом конце представляют собой нейтронные захваты ; синие стрелки, указывающие вверх-влево, представляют бета-распады ; зеленые стрелки, указывающие вниз-влево, представляют альфа-распады ; голубые / светло-зеленые стрелки, указывающие вниз-вправо, представляют собой захват электронов .

Из - за относительно низкой нейтронных потоков , как ожидается, произойдет во время с -процесса (порядка 10 5 до 10 11 нейтронов на см 2 в секунду), этот процесс не имеет возможность производить какие - либо из тяжелых радиоактивных изотопов , таких как торий или уран . Цикл, завершающий s -процесс:

209Би захватывает нейтрон, производя 210Би, который распадается на 210Пона β - распад .210По в свою очередь распадается на 206Pbпо α-распаду :

209 83Би + п → 210 83Би + γ
210 83Би   → 210 84По + е- + νе
210 84По   → 206 82Pb + 4 2Он

206Pb затем захватывает три нейтрона, производя 209Pb, который распадается на 209Бипо β - распад, перезапуск цикла:

206 82Pb + 3 п → 209 82Pb
209 82Pb   → 209 83Би +  е- +  νе

Таким образом, конечный результат этого цикла состоит в том, что 4 нейтрона превращаются в одну альфа-частицу , два электрона , два антиэлектронных нейтрино и гамма-излучение :

  4 п → 4 2Он + 2 е- + 2 νе + γ

Таким образом, процесс завершается образованием висмута, самого тяжелого «стабильного» элемента, и полония, первого не-изначального элемента после висмута. Висмут на самом деле немного радиоактивен, но его период полураспада настолько велик - в миллиард раз больше нынешнего возраста Вселенной, - что он эффективно стабилен на протяжении жизни любой существующей звезды. Однако полоний-210 распадается с периодом полураспада 138 дней до стабильного свинца-206.

В ы -Process измеряется в Stardust [ править ]

Звездная пыль - один из компонентов космической пыли . Звездная пыль - это отдельные твердые частицы, которые конденсировались во время потери массы от различных давно умерших звезд. Звездная пыль существовала в межзвездном газе до рождения Солнечной системы и была захвачена метеоритами, когда они собрались 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 досолнечными зернами . S -Process обогащенные зерна в основном из карбида кремния (SiC) , . Происхождение этих зерен подтверждается лабораторными измерениями чрезвычайно необычных соотношений изотопов внутри зерна. Первое экспериментальное обнаружение s-процесс изотопов ксенона был сделан в 1978 году, [17] подтвердив более ранние предсказания о том, что изотопы s- процесса будут обогащаться, почти чистыми, звездной пылью красных гигантов. [18] Эти открытия позволили по-новому взглянуть на астрофизику и происхождение метеоритов в Солнечной системе. [19] Зерна карбида кремния (SiC) конденсируются в атмосферах звезд AGB и, таким образом, улавливают отношения изотопного содержания, которые существовали в этой звезде. Поскольку звезды AGB являются главным участком s- процесса в галактике, тяжелые элементы в зернах SiC содержат почти чистые s- перерабатывать изотопы в элементы тяжелее железа. Этот факт неоднократно демонстрировался масс-спектрометрическими исследованиями этих пресолярных зерен звездной пыли . [19] Несколько неожиданных результатов показали, что в них соотношение распространенности s- процессов и r- процессов несколько отличается от того, что предполагалось ранее. С помощью захваченных изотопов криптона и ксенона также было показано, что содержание s- процессов в атмосферах AGB-звезд менялось со временем или от звезды к звезде, предположительно, в зависимости от силы нейтронного потока в этой звезде или, возможно, температуры. Это граница S -Process исследований сегодня[ когда? ] .

Ссылки [ править ]

  1. ^ Бербидж, EM; Бербидж, Г.Р .; Фаулер, Вашингтон; Хойл, Ф. (1957). «Синтез элементов в звездах» . Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Bibcode : 1957RvMP ... 29..547B . DOI : 10.1103 / RevModPhys.29.547 .
  2. Перейти ↑ Hammond, CR (2004). "Элементы". Справочник по химии и физике (81-е изд.). CRC Press . ISBN 978-0-8493-0485-9.
  3. ^ Мур, CE (1951). «Технеций на Солнце». Наука . 114 (2951): 59–61. Bibcode : 1951Sci ... 114 ... 59M . DOI : 10.1126 / science.114.2951.59 . PMID 17782983 . 
  4. Перейти ↑ Merrill, PW (1952). «Технеций в звездах». Наука . 115 (2992): 484.
  5. ^ Джордж Sivulka (8 марта 2017). "Введение в доказательства звездного нуклеосинтеза" . Стэнфордский университет . Дата обращения 3 мая 2018 .
  6. ^ Клейтон, DD; Фаулер, Вашингтон; Халл, TE; Циммерман, Б.А. (1961). «Цепи нейтронного захвата в синтезе тяжелых элементов». Анналы физики . 12 (3): 331–408. Bibcode : 1961AnPhy..12..331C . DOI : 10.1016 / 0003-4916 (61) 90067-7 .
  7. ^ Клейтон, DD; Рассбах, ME (1967). «Завершение s -процесса» . Астрофизический журнал . 148 : 69. Bibcode : 1967ApJ ... 148 ... 69C . DOI : 10.1086 / 149128 .
  8. Перейти ↑ Clayton, DD (1968). «Распределение мощностей нейтронных источников для s- процесса». В Арнетте, WD; Хансен, CJ; Труран, JW; Кэмерон, AGW (ред.). Нуклеосинтез . Гордон и Брич . С. 225–240.
  9. ^ Петерс, JG; Фаулер, Вашингтон; Клейтон, Д. Д. (1972). « Облучения слабого s- процесса» . Астрофизический журнал . 173 : 637. Bibcode : 1972ApJ ... 173..637P . DOI : 10.1086 / 151450 .
  10. ^ Клейтон, DD; Ньюман, MJ (1974). " Исследования s- процесса: точное решение цепи, имеющей два различных значения поперечного сечения" . Астрофизический журнал . 192 : 501. Bibcode : 1974ApJ ... 192..501C . DOI : 10.1086 / 153082 .
  11. ^ Клейтон, DD; Уорд, РА (1974). " Исследования s- процессов: точная оценка экспоненциального распределения воздействий" . Астрофизический журнал . 193 : 397. Bibcode : 1974ApJ ... 193..397C . DOI : 10,1086 / 153175 .
  12. ^ Уорд, РА; Ньюман, MJ; Клейтон, Д. Д. (1976). « Исследования s- процессов: ветвление и временная шкала» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 31 : 33. Bibcode : 1976ApJS ... 31 ... 33W . DOI : 10.1086 / 190373 .
  13. ^ Macklin, RL; Гиббонс, JH (1965). «Данные захвата нейтронов при звездных температурах». Обзоры современной физики . 37 (1): 166–176. Bibcode : 1965RvMP ... 37..166M . DOI : 10.1103 / RevModPhys.37.166 .
  14. ^ Kaeppeler, F .; Пиво, H .; Wisshak, K .; Clayton, DD; Macklin, RL; Уорд, РА (1982). « Исследование s- процессов в свете новых экспериментальных сечений» . Астрофизический журнал . 257 : 821–846. Bibcode : 1982ApJ ... 257..821K . DOI : 10.1086 / 160033 .
  15. ^ Boothroyd, AI (2006). «Тяжелая стихия в звездах». Наука . 314 (5806): 1690–1691. DOI : 10.1126 / science.1136842 . PMID 17170281 . S2CID 116938510 .  
  16. ^ Буссо, М .; Галлино, Р .; Вассербург, GJ (1999). "Нуклеосинтез в асимптотических звездах-гигантах: актуальность для галактического обогащения и формирования Солнечной системы" (PDF) . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 37 (1): 239–309. Bibcode : 1999ARA & A..37..239B . DOI : 10.1146 / annurev.astro.37.1.239 .
  17. ^ Srinivasan, B .; Андерс, Э. (1978). "Благородные газы в метеорите Мерчисон: возможные реликвии s- процесса нуклеосинтеза". Наука . 201 (4350): 51–56. Bibcode : 1978Sci ... 201 ... 51S . DOI : 10.1126 / science.201.4350.51 . PMID 17777755 . S2CID 21175338 .  
  18. ^ Клейтон, DD; Уорд, РА (1978). « Исследования s- процессов: изотопное содержание ксенона и криптона» . Астрофизический журнал . 224 : 1000. Bibcode : 1978ApJ ... 224.1000C . DOI : 10.1086 / 156449 .
  19. ^ а б Клейтон, Д. Д.; Ниттлер, Л. Р. (2004). "Астрофизика с досолнечной звездной пылью" (PDF) . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 42 (1): 39–78. Bibcode : 2004ARA & A..42 ... 39C . DOI : 10.1146 / annurev.astro.42.053102.134022 . S2CID 96456868 .