S procesas

Branduoliniai procesai

S procesas arba lėtas neutronų pagavimas – branduolių sintezės procesas, kuris vyksta esant mažam neutronų tankiui ir vidutinėms temperatūroms žvaigždėse. Atomų branduoliai pagauna (užgrobia) neutronus gana lėtai, palyginus su beta skilimo greičiu. Stabilus izotopas pagauna neutroną ir susidaręs radioaktyvus izotopas spėja skilti beta skilimo būdu dar iki tol, kol branduolys pagaus naują neutroną. Šio proceso metu gaminami stabilūs izotopai išilgai stabilumo slėnio. S proceso metu pagaminama apie pusę elementų, sunkesnių, nei geležis, todėl jis vaidina svarbų vaidmenį galaktikos cheminėje evoliucijoje. S procesas skiriasi nuo r proceso, kurio metu neutronai užgrobiami didesniu greičiu, nei vyksta beta skilimo procesas.


   Šis straipsnis turi paveikslėlių su terminais kita kalba
Jei galite, išverskite arba pakeiskite lietuviškais.
Tik tada bus galima ištrinti šį pranešimą.

Istorija

[redaguoti | redaguoti vikitekstą]

S proceso reikalingumas buvo matyti iš sunkesniųjų elementų paplitimo (Hans Suess and Harold Urey darbai 1956). 1957 apžvalginiame staripsnyje buvo paskelbta lentelė, paskirstanti izotopus tarp r ir s procesų[1]. Taip pat ten buvo teigiama, kad s procesas vyksta raudonosiose milžinėse. Tačiau sunkiųjų elementų pagaminimo iš geležies gūbrio elementų modeliai nebuvo sukurti iki 1961 metų D. Kleitono darbo[2]. Šis darbas parodė, kad padidintos bario gausos raudonosiose milžinėse gali atsirasti iš geležies gūbrio branduolių, jei tik neutronų srautas yra pakankamai didelis. Geležies branduolių skaičius turėtų mažėti, didėjant neutronų srautui. Šiame darbe taip pat buvo parodyta, kad neutronų užgrobimo skerspjūvio ir elementų gausos sandauga nėra monotoniškai mažėjanti kreivė, bet iš tiesų turi sudėtingą seklumų ir skardžių struktūrą. Eilė Kleitono (Clayton) straipsnių aštuntame dešimtmetyje, pagrįstų prielaida apie eksponentinį neutronų srauto mažėjimą, priklausomai nuo geležies branduolių skaičiaus, tapo standartiniu s proceso modeliu. Neutonų pagavimo skersmenis matavo Oak Ridge National Lab 1965 [3] ir Karlsruhe Nuclear Physics Center 1982 [4]. Tai padėjo tvirtus pagrindus s proceso teorijai.

S procesas žvaigždėse

[redaguoti | redaguoti vikitekstą]

Manoma, kad s procesas daugiausiai vyksta asimptotinės milžinių šakos žvaigždėse. Jei r procesas vyksta tik kelias sekundes supernovų sprogimo metu, tai s procesas vyksta tūkstančius metų. Sunkiųjų izotopų gamybos mastai priklauso neutronų gamybos greičio ir geležies kiekio žvaigždėje.

Pagrindinės reakcijos - neutronų srauto šaltinis žvaigždėse yra:

13C + α → 16O + n

22Ne + α → 25Mg + n

S procesas tarp Ag ir Sb.

Yra išskiriamos pagrindinė ir silpnoji s proceso komponentės. Pagrindinė komponentė gamina elementus, sunkesnius nei Sr ir Y iki pat Pb mažo metalingumo žvaigždėse (daugiausia asimptotinėje milžinių šakoje). Puikią to apžvalgą galima rastiScience žurnale [5]. Silpnesnioji s proceso komponentė sintezuoja elementus nuo geležies iki Sr ir Y. Ji daugiausiai vyksta He ir C degimo masyviose žvaigždėse pabaigoje. Šios žvaigždės tampa supernovomis ir išbarsto s proceso elementus tarpžvaigždinėje erdvėje.

Matematiškai s procesas aprašomas lokalių aproksimacijų būdu (tariama, kad neutronų srautas yra pastovus, o konkrečių elementų gausa yra atvirkščiai proporcinga jų neutronų pagavimo skerspjūviams).

Kadangi s procesui pakanka gana mažų neutronų srautų (105 to 1011 neutronų į cm² per sekundę eilės), šis procesas negali sukurti tokių radioaktyvių elementų kaip toris ar Uranas. Paskutiniosios (ciklinės) reakcijos yra:

209Bi + n0 → 210Bi + γ

210Bi → 210Po + β-

210Po → 206Pb + α

Švinas-206 pagauna tris neutronus, pagamina švinas-209, kuris beta skilimo būdu skyla į Bi-209. Ir tuo būdu ciklas užsidaro.


Stardust s proceso tyrimai

[redaguoti | redaguoti vikitekstą]

Tarpžvaigždinės dulkės yra viena iš kosminių dulkių komponenčių. Atskiros dulkelės iš ankstesnių žvaigždžių gali būti randamos meteorituose. Tarpžvaigždinių dulkelių izotopinė sudėtis labai skiriasi nuo vidutinio elementų paplitimo Saulės sistemoje[6]. Silicio karbido (SiC) dulkelės kondensuojasi asimptotinės milžinių šakos žvaigždėse. Kadangi jos yra pagrindinė vieta, kur vyksta s procesas, bet kokie sunkesni elementai, esantys SiC dulkelėse yra s proceso elementai[7]. Taip, pvz., aptikta, kad kriptono ir ksenono izotopų gausa keičiasi su laiku arba nuo žvaigždės prie žvaigždės ir, greičiausiai, priklauso nuo neutronų srauto ir temperatūrų.

Šaltiniai

[redaguoti | redaguoti vikitekstą]
  1. ↑ E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler and F. Hoyle (1957). „Synthesis of Elements in Stars“. REVIEWS OF MODERN PHYSICS. 29: 547.{{cite journal}}: CS1 priežiūra: multiple names: authors list (link)
  2. ↑ D. D. Clayton (1961). „Neutron capture chains in heavy-element sysnthesis“. ANNALS OF PHYSICS. 12: 331–408.
  3. ↑ R. L. Macklin and J. H. Gibbons (1965). „Neutron Cross Sections for the s Process“. REVIEWS OF MODERN PHYSICS. 37: 166.
  4. ↑ F. Kaeppeler, H. Beer, K. Wishak, D. D. Clayton, R. L. Macklin and R. A. Ward (1982). „s Process Studies in Light of New Experimental Cross Sections“. ASTROPHYSICAL JOURNAL. 257: 821–846.{{cite journal}}: CS1 priežiūra: multiple names: authors list (link)
  5. ↑ a. Boothroyd (2006). „Heavy elements in stars“. SCIENCE. 314: 1690–91.
  6. ↑ D. D. Clayton and L. R. Nittler (2004). „Astrohysics with Presolar Stardust“. ANNUAL REVIEWS OF ASTRONOMY AND ASTROPHYSICS. 42: 39–78.
  7. ↑ D. D. Clayton and L. R. Nittler (2004). „Astrohysics with Presolar Stardust“. ANNUAL REVIEWS OF ASTRONOMY AND ASTROPHYSICS. 42: 39–78.