s -процесс
Процесс медленного захвата нейтронов , или s -процесс , представляет собой серию реакций в ядерной астрофизике , которые происходят в звездах, особенно в асимптотических звездах ветви гигантов . - процесс s ответственен за создание ( нуклеосинтез ) примерно половины атомных ядер тяжелее железа .
В s -процессе затравочное 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 достаточно времени, (отсюда и название) в том смысле, что радиоактивному распаду 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 .
- процесс s контрастирует с r -процессом , в котором последовательные захваты нейтронов происходят быстро : они происходят быстрее, чем может произойти бета-распад. - процесс доминирует г 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
[ редактировать ]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 , бария и свинца , которые, согласно квантовой механике и модели ядерной оболочки , являются особенно стабильными ядрами, во многом подобно тому, как благородные газы химически инертны . Это подразумевало, что некоторые многочисленные ядра должны быть созданы 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 журнале B. 2 Обзорный доклад FH за 1957 год. [2] Там же утверждалось, что s -процесс происходит у красных гигантов. Особенно показателен элемент технеций , самый длинный период полураспада которого составляет 4,2 миллиона лет, был открыт в звездах s-, M- и N-типа в 1952 году. [3] [4] Пол В. Меррилл . [5] [6] Поскольку считалось, что этим звездам миллиарды лет, присутствие технеция в их внешних атмосферах было воспринято как свидетельство его недавнего создания там, вероятно, не связанного с ядерным синтезом в глубоких недрах звезды, который обеспечивает ее энергию.
Рассчитываемая модель создания тяжелых изотопов из затравочных 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 зародышевых ядер железа, если общий поток нейтронов (количество нейтронов на единицу площади) будет 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, поскольку B 2 ФХ уже зарисован, а скорее имеет выступ-обрывную структуру . Серия статей [8] [9] [10] [11] [12] [13] В 1970-х годах Дональд Д. Клейтон, использующий экспоненциально падающий поток нейтронов в зависимости от количества подвергшихся воздействию железных затравок, стал стандартной моделью s -процесса и оставался таковым до тех пор, пока детали нуклеосинтеза AGB-звезд не стали настолько продвинутыми, что стали стандартная модель образования элементов s -процесса, основанная на моделях звездной структуры. Важная серия измерений сечений захвата нейтронов была зарегистрирована в Национальной лаборатории Ок-Ридж в 1965 году. [14] и Центром ядерной физики Карлсруэ в 1982 г. [15] и впоследствии они поставили s -процесс на прочную количественную основу, которой он обладает сегодня. [ нужна ссылка ]
- процесс s в звездах
[ редактировать ]асимптотических звездах Считается, что s-процесс происходит в основном в 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 захватами нейтронов. 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. [16]
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. [17] Основной компонент опирается на 13 Источник нейтронов C выше. [18] Слабый компонент s -процесса, с другой стороны, синтезирует s -процесса из затравочных ядер группы железа в изотопы элементов 58 Fe продолжается вплоть до Sr и Y, а также происходит после горения гелия и углерода в массивных звездах. В нем задействованы прежде всего 22 Источник нейтронов 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 соседних 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, ожидаемых во время s -процесса (порядка 10 5 до 10 11 нейтроны на см 2 в секунду), этот процесс не способен производить тяжелые радиоактивные изотопы, такие как торий или уран . Цикл, завершающий s -процесс:
209
С
захватывает нейтрон, производя 210
С
, который распадается на 210
Po
по β − разлагаться . 210
Po
в свою очередь распадается на 206
Pb
путем α-распада :
206
Pb
затем захватывает три нейтрона, производя 209
Pb
, который распадается на 209
С
по β − распад, перезапуск цикла:
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 полураспада 138 дней до стабильного свинца-206 .
- процесс S , измеренный в звездной пыли
[ редактировать ]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 s , обогащенные -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 произведено в 1978 г. [19] подтверждая более ранние предсказания о том, что изотопы s -процесса будут обогащены почти чистыми звездной пылью красных гигантов. [20] Эти открытия открыли новый взгляд на астрофизику и происхождение метеоритов в Солнечной системе. [21] Зерна карбида кремния (SiC) конденсируются в атмосферах звезд AGB и, таким образом, улавливают соотношение 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 . [21] Несколько неожиданных результатов показали, что внутри них соотношение содержаний s -процессов и r -процессов несколько отличается от того, которое предполагалось ранее. также было показано, С помощью захваченных изотопов криптона и ксенона 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.
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Зюсс, HE; Юри, ХК (1956). «Изобилие стихий». Обзоры современной физики . 28 (1): 53–74. Бибкод : 1956РвМП...28...53С . дои : 10.1103/RevModPhys.28.53 .
- ^ Бербидж, EM; Бербидж, Греция; Фаулер, Вашингтон; Хойл, Ф. (1957). «Синтез элементов в звездах» . Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Бибкод : 1957РвМП...29..547Б . дои : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
- ^ Хаммонд, ЧР (2004). «Элементы». Справочник по химии и физике (81-е изд.). ЦРК Пресс . ISBN 978-0-8493-0485-9 .
- ^ Мур, CE (1951). «Технеций на Солнце». Наука . 114 (2951): 59–61. Бибкод : 1951Sci...114...59M . дои : 10.1126/science.114.2951.59 . ПМИД 17782983 .
- ^ Меррилл, PW (1952). «Технеций в звездах». Наука . 115 (2992): 484.
- ^ Георгий Сивулка (8 марта 2017 г.). «Введение в доказательства звездного нуклеосинтеза» . Стэнфордский университет . Проверено 3 мая 2018 г.
- ^ Клейтон, Д.Д.; Фаулер, Вашингтон; Халл, TE; Циммерман, бакалавр (1961). «Цепочки захвата нейтронов в синтезе тяжелых элементов». Анналы физики . 12 (3): 331–408. Бибкод : 1961АнФиз..12..331С . дои : 10.1016/0003-4916(61)90067-7 .
- ^ Клейтон, Д.Д.; Рассбах, Мэн (1967). «Завершение s -процесса» . Астрофизический журнал . 148 : 69. Бибкод : 1967ApJ...148...69C . дои : 10.1086/149128 .
- ^ Клейтон, Д.Д. (1968). «Распределение мощностей источников нейтронов для s -процесса». В Арнетте, штат Вашингтон; Хансен, CJ; Труран, JW; Кэмерон, AGW (ред.). Нуклеосинтез . Гордон и Брич . стр. 225–240.
- ^ Питерс, Дж.Г.; Фаулер, Вашингтон; Клейтон, Д.Д. (1972). «Слабые s -процессы облучения» . Астрофизический журнал . 173 : 637. Бибкод : 1972ApJ...173..637P . дои : 10.1086/151450 .
- ^ Клейтон, Д.Д.; Ньюман, MJ (1974). « Исследование s -процесса: точное решение для цепи, имеющей два различных значения сечения» . Астрофизический журнал . 192 : 501. Бибкод : 1974ApJ...192..501C . дои : 10.1086/153082 .
- ^ Клейтон, Д.Д.; Уорд, РА (1974). « Исследования s -процессов: точная оценка экспоненциального распределения воздействий» . Астрофизический журнал . 193 : 397. Бибкод : 1974ApJ...193..397C . дои : 10.1086/153175 .
- ^ Уорд, РА; Ньюман, MJ; Клейтон, Д.Д. (1976). « Исследования s -процессов: ветвление и временная шкала» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 31 : 33. Бибкод : 1976ApJS...31...33W . дои : 10.1086/190373 .
- ^ Маклин, РЛ; Гиббонс, Дж. Х. (1965). «Данные нейтронного захвата при звездных температурах». Обзоры современной физики . 37 (1): 166–176. Бибкод : 1965РвМП...37..166М . дои : 10.1103/RevModPhys.37.166 .
- ^ Кеппелер, Ф.; Бир, Х.; Висшак, К.; Клейтон, Д.Д.; Маклин, РЛ; Уорд, РА (1982). « Исследования s -процессов в свете новых экспериментальных сечений» . Астрофизический журнал . 257 : 821–846. Бибкод : 1982ApJ...257..821K . дои : 10.1086/160033 .
- ^ Райфарт, Р. (2010). «S-процесс – обзор и избранные разработки» . Физический журнал: серия конференций . 202 (012022). дои : 10.1088/1742-6596/202/1/012022 .
- ^ Бутройд, AI (2006). «Тяжелые элементы в звездах». Наука . 314 (5806): 1690–1691. дои : 10.1126/science.1136842 . ПМИД 17170281 . S2CID 116938510 .
- ^ Буссо, М.; Галлино, Р.; Вассербург, Дж.Дж. (1999). «Нуклеосинтез в асимптотических звездах ветви гигантов: актуальность для обогащения галактики и формирования Солнечной системы» (PDF) . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 37 (1): 239–309. Бибкод : 1999ARA&A..37..239B . дои : 10.1146/annurev.astro.37.1.239 .
- ^ Шринивасан, Б.; Андерс, Э. (1978). «Благородные газы в метеорите Мерчисон: возможные остатки s -процесса нуклеосинтеза». Наука . 201 (4350): 51–56. Бибкод : 1978Sci...201...51S . дои : 10.1126/science.201.4350.51 . ПМИД 17777755 . S2CID 21175338 .
- ^ Клейтон, Д.Д.; Уорд, РА (1978). « Исследование s -процесса: содержание изотопов ксенона и криптона» . Астрофизический журнал . 224 : 1000. Бибкод : 1978ApJ...224.1000C . дои : 10.1086/156449 .
- ^ Jump up to: а б Клейтон, Д.Д.; Ниттлер, Л.Р. (2004). «Астрофизика с досолнечной звездной пылью» (PDF) . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 42 (1): 39–78. Бибкод : 2004ARA&A..42...39C . дои : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134022 . S2CID 96456868 . Архивировано из оригинала (PDF) 19 февраля 2020 г.
