s-proces - s-process
Lent proces neutron capture sau s -proces , este o serie de reacții în astrofizică nucleare , care apar in stele, in special stele AGB . Procesul s este responsabil pentru crearea ( nucleosinteza ) a aproximativ jumătate din nucleii atomici mai grei decât fierul .
În s -proces, o sămânță nucleu este supus captura neutronilor , pentru a forma un izotop cu unul mai mare masa atomica . Dacă noul izotop este stabil , se poate produce o serie de creșteri ale masei, dar dacă este instabil , atunci se va produce dezintegrarea beta , producând un element cu următorul număr atomic mai mare . Procesul este lent (de unde și numele) în sensul că există suficient timp pentru ca această dezintegrare radioactivă să apară înainte ca un alt neutron să fie capturat. O serie dintre aceste reacții produce izotopi stabili prin deplasarea de-a lungul văii de beta descompunere isobars stabile în tabelul de nuclizi .
O serie de elemente și izotopi pot fi produse prin procesul s , datorită intervenției pașilor de descompunere alfa de -a lungul lanțului de reacție. Abundențele relative de elemente și izotopi produse depind de sursa neutronilor și de modul în care fluxul lor se modifică în timp. Fiecare ramură a s lanțului de reacție -proces se termină în cele din urmă la un ciclu care implică plumb , bismut și poloniu .
Cele s -proces contrastează cu r -proces , în care capteaza neutronice succesive sunt rapide : se întâmplă mai repede decât se poate produce dezintegrarea beta. Procesul r domină în medii cu fluxuri mai mari de neutroni liberi ; produce elemente mai grele și mai mulți izotopi bogați în neutroni decât procesul s . Împreună, cele două procese reprezintă cea mai mare parte a abundenței relative a elementelor chimice mai grele decât fierul.
Istorie
Procesul s- a văzut că este necesar din abundențele relative de izotopi ale elementelor grele și dintr-un tabel de abundențe recent publicat de Hans Suess și Harold Urey în 1956. Printre altele, aceste date au arătat vârfuri de abundență pentru stronțiu , bariu și plumbul , care, în conformitate cu mecanica cuantică și modelul de coajă nucleară , este un nucleu deosebit de stabil, la fel ca gazele nobile sunt inerte chimic . Acest lucru implica faptul că unele nuclee abundente trebuie create prin captarea lentă a neutronilor și a fost doar o chestiune de determinare a modului în care alte nuclee ar putea fi contabilizate printr-un astfel de proces. Un tabel de repartizare a izotopilor grele între s -proces și r -proces a fost publicată în celebrul B 2 hârtie de revizuire FH , în 1957. Acolo a fost , de asemenea , a susținut că s -proces are loc în gigant roșu stele. Într-un caz deosebit de ilustrativ, elementul technetium , a cărui cea mai lungă perioadă de înjumătățire este de 4,2 milioane de ani, fusese descoperit în stele de tip s-, M- și N în 1952 de Paul W. Merrill . Din moment ce aceste stele erau considerate vechi de miliarde de ani, prezența tehneciului în atmosferele lor exterioare a fost luată drept dovadă a creației sale recente acolo, probabil fără legătură cu fuziunea nucleară din interiorul profund al stelei care îi furnizează puterea.
Un model calculabil pentru crearea izotopilor grei din nucleele semințelor de fier într-o manieră dependentă de timp nu a fost furnizat până în 1961. Această lucrare a arătat că supraabundențele mari de bariu observate de astronomi în anumite stele roșii-gigant ar putea fi create din nucleele semințelor de fier dacă fluxul total de neutroni (numărul de neutroni pe unitate de suprafață) a fost adecvat. De asemenea, a arătat că nicio valoare unică pentru fluxul de neutroni nu ar putea explica abundențele de proces s observate , dar că este necesară o gamă largă. Numărul de nuclee de semințe de fier care au fost expuse unui flux dat trebuie să scadă pe măsură ce fluxul devine mai puternic. Această lucrare a arătat, de asemenea, că curba produsului secțiunii transversale de captare a neutronilor de ori abundența nu este o curbă care se încadrează lin, așa cum a schițat B 2 FH , ci are mai degrabă o structură de prindere . O serie de lucrări din anii 1970 ale lui Donald D. Clayton care utilizează un flux de neutroni în scădere exponențială în funcție de numărul de semințe de fier expuse a devenit modelul standard al procesului s și a rămas așa până când detaliile nucleosintezei stelei AGB au devenit suficient avansate , care au devenit un model standard pentru s formarea elementului -proces bazate pe modele de structură stelare. Serii importante de măsurători ale secțiunilor transversale de captare a neutronilor au fost raportate de la laboratorul național Oak Ridge în 1965 și de Centrul de Fizică Nucleară Karlsruhe în 1982 și ulterior, acestea au plasat procesul s pe baza cantitativă fermă de care se bucură astăzi.
Procesul s în stele
Procesul s se crede că apare mai ales în stelele ramificate gigantice asimptotice , însămânțate de nuclei de fier lăsați de o supernovă în timpul unei generații anterioare de stele. Spre deosebire de procesul r, despre care se crede că are loc pe scări de timp de secunde în medii explozive, se consideră că procesul s se produce pe scări de timp de mii de ani, trecând decenii între capturile de neutroni. Măsura în care procesul s- deplasează elementele din diagrama izotopilor la numere de masă mai mari este determinată în principal de gradul în care steaua în cauză este capabilă să producă neutroni . Randamentul cantitativ este, de asemenea, proporțional cu cantitatea de fier din distribuția inițială a abundenței stelei. Fierul este „materialul de plecare” (sau sămânța) pentru această captură de neutroni-beta minus secvența de descompunere a sintetizării de noi elemente.
Principalele reacții la sursa de neutroni sunt:
Se distinge componenta principală și cea slabă a procesului s . Componenta principală produce elemente grele dincolo de Sr și Y și până la Pb în stelele cu cea mai mică metalicitate. Siturile de producție ale componentei principale sunt stele gigantice asimptotice cu ramă mică. Componenta principală se bazează pe sursa de neutroni de 13 C de mai sus. Componenta slabă a procesului s , pe de altă parte, sintetizează izotopi s-proces ai elementelor de la nucleele semințelor grupului de fier la 58 Fe până la Sr și Y și are loc la sfârșitul heliului - și arderea carbonului în stele masive. Folosește în principal sursa de neutroni 22 Ne. Aceste stele vor deveni supernovele la moartea lor si spew acele s -proces izotopilor în gaz interstelar.
Procesul s este uneori aproximat într-o regiune de masă mică folosind așa-numita „aproximare locală”, prin care raportul abundențelor este invers proporțional cu raportul secțiunilor transversale de captare a neutronilor pentru izotopii din apropiere pe calea procesului s . Această aproximare este - așa cum indică și numele - valabilă doar la nivel local, adică pentru izotopii numerelor de masă din apropiere, dar este invalidă la numerele magice unde domină structura prăpastiei.
Din cauza relativ scăzut neutronul fluxuri de așteptat să apară în timpul s -proces (ordinul a 10 5 10 11 neutroni pe cm 2 pe secundă), acest proces nu are capacitatea de a produce oricare dintre izotopii radioactivi grele , cum ar fi toriu sau uraniu . Ciclul care pune capăt procesului s este:
209
Bi
captează un neutron, producând 210
Bi
, care se descompune la 210
Po
prin β - descompunere .210
Po
la rândul său se descompune la 206
Pb
prin decăderea α :
206
Pb
apoi captează trei neutroni, producând 209
Pb
, care se descompune la 209
Bi
prin β - descompunere, repornirea ciclului:
Rezultatul net al acestui ciclu este deci că 4 neutroni sunt convertiți într-o particulă alfa , doi electroni , doi neutrini anti-electron și radiații gamma :
Procesul se termină astfel în bismut, cel mai greu element „stabil” și în poloniu, primul element non-primordial după bismut. Bismutul este de fapt ușor radioactiv, dar cu un timp de înjumătățire atât de lung - de un miliard de ori mai mare decât vârsta actuală a universului - încât este efectiv stabil pe parcursul vieții oricărei stele existente. Cu toate acestea, Polonium-210 se descompune cu un timp de înjumătățire de 138 de zile până la plumb-206 stabil.
Procesul s măsurat în stardust
Praful de stele este o componentă a prafului cosmic . Praful de stele este boabe solide individuale care s-au condensat în timpul pierderii de masă de la diferite stele moarte de mult. Praful de stele a existat în întregul gaz interstelar înainte de nașterea sistemului solar și a fost prins în meteoriți atunci când s-au asamblat din materia interstelară conținută în discul de acreție planetară din sistemul solar timpuriu. Astăzi se găsesc în meteoriți, unde au fost păstrați. Meteoriticienii se referă în mod obișnuit la acestea ca boabe presolare . Cele s -proces boabe îmbogățite sunt în principal din carbură de siliciu (SiC). Originea acestor boabe este demonstrată prin măsurători de laborator ale unor rapoarte de abundență izotopice extrem de neobișnuite în boabe. Detectarea în prima experimentală a lui -proces xenon izotopilor a fost făcută în 1978, confirmând previziunile anterioare care s izotopii -proces ar fi îmbogățit, aproape pur, în Stardust de stele gigantice roșii. Aceste descoperiri au lansat o nouă perspectivă asupra astrofizicii și asupra originii meteoriților din sistemul solar. Boabele de carbură de siliciu (SiC) se condensează în atmosferele stelelor AGB și astfel captează raporturile de abundență izotopică așa cum existau în acea stea. Deoarece stelele AGB sunt site-ul principal al procesului s în galaxie, elementele grele din boabele de SiC conțin izotopi de proces s aproape pure în elemente mai grele decât fierul. Acest fapt a fost demonstrat în mod repetat prin studii de spectrometru de masă cu sputtering-ion ale acestor boabe presolare de stardust . Mai multe rezultate surprinzătoare au arătat că, în cadrul acestora, raportul dintre abundențele procesului s și r este oarecum diferit de cel presupus anterior. S-a demonstrat, de asemenea, cu izotopi prinși de cripton și xenon că abundențele procesului s în atmosferele stelelor AGB s-au schimbat cu timpul sau de la stea la stea, probabil cu puterea fluxului de neutroni din steaua respectivă sau poate cu temperatura. Aceasta este o frontieră de s -proces studii astăzi.