S-процес

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.

S-процес, чинний в діапазоні від Ag до Sb.

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].

Послідовність реакцій
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

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

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
  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. (англ.)

Джерела


This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.