s -proces

Proces powolnego wychwytu neutronów , czyli proces s , to seria reakcji w astrofizyce jądrowej zachodzących w gwiazdach, zwłaszcza w asymptotycznych gwiazdach olbrzymów . Proces s odpowiada za powstanie ( nukleosyntezę ) około połowy jąder atomowych cięższych od żelaza .

W procesie s jądro zarodkowe ulega wychwytowi neutronów , tworząc izotop o jednej większej masie atomowej . Jeśli nowy izotop jest stabilny , może nastąpić seria wzrostów masy, ale jeśli jest niestabilny , nastąpi rozpad beta , w wyniku którego powstaje pierwiastek o kolejnej wyższej liczbie atomowej . Proces jest powolny (stąd nazwa) w tym sensie, że jest wystarczająco dużo czasu na rozpad radioaktywny nastąpić zanim inny neutron zostanie wychwycony. Seria tych reakcji wytwarza stabilne izotopy, poruszając się wzdłuż doliny stabilnych izobarów rozpadu beta w tabeli nuklidów .

s można wytworzyć szereg pierwiastków i izotopów ze względu na udział etapów rozpadu alfa w łańcuchu reakcji. Względna liczebność wytwarzanych pierwiastków i izotopów zależy od źródła neutronów i zmian ich strumienia w czasie. Każda gałąź procesu s ostatecznie kończy się cyklem obejmującym ołów , bizmut i polon .

Proces s kontrastuje z procesem r , w którym kolejne wychwyty neutronów są szybkie : zachodzą szybciej, niż może nastąpić rozpad beta. Proces r dominuje w środowiskach o większych strumieniach wolnych neutronów ; wytwarza cięższe pierwiastki i izotopy bardziej bogate w neutrony niż s . Razem te dwa procesy odpowiadają za większość względnej obfitości pierwiastków chemicznych cięższych od żelaza.

Historia

liczebności opracowanej przez Hansa Suessa i Harolda Ureya w 1956 r. uznano, że proces s jest potrzebny. Dane te wykazały między innymi szczyty liczebności strontu , baru i ołów , który zgodnie z mechaniką kwantową i modelem powłoki jądrowej jest szczególnie stabilnym jądrem, podobnie jak gazy szlachetne są chemicznie obojętne . Sugerowało to, że w wyniku powolnego wychwytu neutronów muszą powstać pewne obfite jądra , a jedyną kwestią było określenie, w jaki sposób w takim procesie można uwzględnić inne jądra. Tabela rozdzielająca ciężkie izotopy pomiędzy s i proces r została opublikowana w słynnym artykule przeglądowym B ^{2 FH} w 1957 r. Argumentowano tam również, że proces s zachodzi w czerwonych olbrzymach. 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 sądzono, że gwiazdy te mają miliardy lat, obecność technetu w ich zewnętrznych atmosferach uznano za dowód jego niedawnego powstania w tym miejscu, prawdopodobnie niezwiązanego z syntezą jądrową w głębokim wnętrzu gwiazdy, która zapewnia jej energię.

Układ okresowy pokazujący kosmogeniczne pochodzenie każdego pierwiastka. Pierwiastki cięższe od żelaza, powstające w umierających gwiazdach o małej masie , to zazwyczaj pierwiastki powstające w procesie s , który charakteryzuje się powolną dyfuzją neutronów i wychwytywaniem ich przez długie okresy w takich gwiazdach.

Obliczeniowy model tworzenia ciężkich izotopów z jąder ziaren żelaza w sposób zależny od czasu został opracowany dopiero w 1961 roku. Prace te wykazały, że duże nadmiary baru obserwowane przez astronomów w niektórych gwiazdach czerwonych olbrzymów mogłyby powstać z jąder nasion żelaza, gdyby całkowity strumień neutronów (liczba neutronów na jednostkę powierzchni) był odpowiedni. Pokazało również, że żadna pojedyncza wartość strumienia neutronów nie może wyjaśnić obserwowanego s -proces obfitości, ale wymagany jest szeroki zakres. Liczba jąder nasion żelaza wystawionych na działanie danego strumienia musi się zmniejszać w miarę zwiększania się strumienia. Praca ta pokazała również, że krzywa iloczynu przekroju poprzecznego wychwytu neutronów i obfitości nie jest krzywą płynnie opadającą, jak naszkicował B ² FH , ale ma raczej strukturę półki-przepaści . Seria artykułów opublikowanych w latach 70. XX wieku przez Donalda D. Claytona, w których wykorzystano wykładniczo malejący strumień neutronów jako funkcję liczby odsłoniętych ziaren żelaza, stała się standardowym modelem s -proces i tak pozostało, dopóki szczegóły nukleosyntezy gwiazdy AGB nie stały się na tyle zaawansowane, że stały się standardowym modelem powstawania pierwiastków w procesie s , opartym na modelach struktury gwiazdowej. Ważna seria pomiarów przekrojów poprzecznych wychwytu neutronów została opublikowana w Oak Ridge National Lab w 1965 r. i przez Centrum Fizyki Jądrowej w Karlsruhe w 1982 r., a następnie oparły one proces na solidnych podstawach ilościowych, którymi cieszy się dzisiaj. ^{[ potrzebne źródło ]}

Proces s w gwiazdach

proces s zachodzi głównie w asymptotycznych gwiazdach olbrzymów , zaszczepionych przez jądra żelaza pozostawione przez supernową podczas poprzedniej generacji gwiazd. W przeciwieństwie do r , który, jak się uważa, zachodzi w sekundowych skalach czasu w środowiskach wybuchowych, uważa się, że proces s zachodzi w skali czasu wynoszącej tysiące lat, mijając dziesięciolecia pomiędzy wychwytami neutronów. Stopień, w jakim proces s przesuwa elementy na wykresie izotopów w górę do wyższych liczb masowych zależy zasadniczo od stopnia, 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 materiałem siewnym) dla tej sekwencji wychwytu neutronów – beta minus rozpadu podczas syntezy nowych pierwiastków. ^{[ potrzebne źródło ]}

Główne reakcje źródła neutronów to:

¹³₆ C	+	⁴₂ On	→	¹⁶₈ O	+	N
²²₁₀ Nie	+	⁴₂ On	→	²⁵₁₂ Mg	+	N

Proces s działający w zakresie od Ag do Sb .

Rozróżnia się główny i słaby komponent procesu . Główny składnik wytwarza ciężkie pierwiastki poza Sr i Y oraz aż do Pb w gwiazdach o najniższej metaliczności. Miejscami produkcji głównego składnika są asymptotyczne gwiazdy olbrzyma o małej masie. Główny składnik opiera się na ^13C . Z drugiej strony słaby składnik procesu s syntetyzuje izotopy procesu s pierwiastków od jąder zarodkowych grupy żelaza do ⁵⁸ Fe aż do Sr i Y i ma miejsce na końcu helu – i spalania węgla w masywnych gwiazdach. Wykorzystuje głównie ²² Ne. Gwiazdy te po swoim upadku staną się supernowymi i wyrzucą procesu s do gazu międzygwiazdowego.

Proces s jest czasami aproksymowany na małym obszarze masy przy użyciu tak zwanego „przybliżenia lokalnego”, w którym stosunek liczebności jest odwrotnie proporcjonalny do stosunku przekrojów poprzecznych wychwytu neutronów dla pobliskich izotopów na ścieżce procesu s . Przybliżenie to jest – jak sama nazwa wskazuje – ważne tylko lokalnie, czyli dla izotopów pobliskich liczb masowych, ale nie jest prawdziwe w przypadku liczb magicznych, gdzie dominuje struktura półka-przepaść.

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

Ze względu na stosunkowo niskie strumienie neutronów , które mają wystąpić podczas procesu s (rzędu 10,5 ^do 10,11 ^neutronów na cm ² na sekundę), w procesie tym nie ma możliwości wytworzenia żadnego z ciężkich izotopów promieniotwórczych, takich jak tor lub uran . Cykl kończący proces s to:

²⁰⁹
Bi
wychwytuje neutron, wytwarzając ^rozpadu β 210 ^Bi
,
który rozpada się do ²¹⁰
Po
w wyniku . ²¹⁰
Po
z kolei rozpada się do ²⁰⁶
Pb
w wyniku rozpadu α :

²⁰⁹₈₃ Bi	+	N	→	²¹⁰₈₃ Bi	+	$γ$
²¹⁰_83Bi _			→	²¹⁰₈₄ Po	+	e- ^_	+	$ν e$
²¹⁰₈₄ Po			→	²⁰⁶₈₂ Pb	+	⁴₂ On

²⁰⁶
Pb
wychwytuje trzy neutrony, wytwarzając ²⁰⁹
Pb
, który rozpada się do ²⁰⁹
Bi
w wyniku rozpadu β ^- , rozpoczynając cykl od nowa:

²⁰⁶₈₂ Pb	+	3 rz	→	²⁰⁹₈₂ Pb
²⁰⁹₈₂ Pb			→	²⁰⁹₈₃ Bi	+	e- ^_	+	$ν e$

Zatem ostatecznym rezultatem tego cyklu jest to, że 4 neutrony przekształcają się w jedną cząstkę alfa , dwa elektrony , dwa neutrina antyelektronowe i promieniowanie gamma :

4
rz

→

⁴₂ On

+

2
e- ^_

+

2

w e

+

γ

W ten sposób proces kończy się bizmutem, najcięższym „stabilnym” pierwiastkiem, i polonem, pierwszym po bizmucie niepierwotnym pierwiastkiem. Bizmut jest w rzeczywistości lekko radioaktywny, ale jego okres półtrwania jest tak długi – miliard razy dłuższy od obecnego wieku Wszechświata – że jest faktycznie stabilny przez cały czas życia jakiejkolwiek istniejącej gwiazdy. polon-210 rozpada się z okresem półtrwania wynoszącym 138 dni do stabilnego ołowiu-206 .

Proces s mierzony w pyle gwiezdnym

Pył gwiezdny jest jednym ze składników pyłu kosmicznego . Pył gwiezdny to pojedyncze stałe ziarna, które skondensowały się podczas utraty masy z różnych dawno martwych gwiazd. Pył gwiezdny istniał w gazie międzygwiazdowym przed narodzinami Układu Słonecznego i został uwięziony w meteorytach, gdy utworzyły się one z materii międzygwiazdowej zawartej w planetarnym dysku akrecyjnym we wczesnym Układzie Słonecznym. Dziś można je znaleźć w meteorytach, gdzie zostały zachowane. Meteorytycy zwykle nazywają je ziarnami przedsłonecznymi . Ziarna s składają się głównie z węglika krzemu (SiC). Pochodzenie tych ziaren wykazano na podstawie pomiarów laboratoryjnych niezwykle nietypowych stosunków liczebności izotopów w ziarnie. Pierwszej eksperymentalnej detekcji procesie s dokonano w 1978 roku, potwierdzając wcześniejsze przewidywania, że izotopy ksenonu w procesie s będą wzbogacone, prawie czyste, w pyle gwiezdnym z czerwonych olbrzymów. Odkrycia te umożliwiły nowy wgląd w astrofizykę i pochodzenie meteorytów w Układzie Słonecznym. Ziarna węglika krzemu (SiC) kondensują w atmosferach gwiazd AGB i w ten sposób zatrzymują stosunki obfitości 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 od żelaza. Fakt ten został wielokrotnie wykazano w badaniach przedsłonecznych ziaren pyłu gwiezdnego za pomocą spektrometru masowego z rozpylaniem jonów . Kilka zaskakujących wyników pokazało, że w nich stosunek s -procesu i r -obfitość procesów jest nieco odmienna od wcześniej zakładanej. W przypadku uwięzionych izotopów kryptonu i ksenonu wykazano również, że obfitość procesu s w atmosferach gwiazd AGB zmieniała się z czasem lub między gwiazdami, prawdopodobnie wraz z siłą strumienia neutronów w tej gwieździe lub być może temperaturą. Jest to granica badań nad s -procesowymi prowadzonymi od 2000 roku.