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].

Історія дослідження

Періодична таблиця, яка показує космогенне походження кожного елемента. Елементи, важчі за залізо, відмічені зеленим кольором, утворюються в результаті s-процесу.

Необхідність s-процесу була виявлена на підставі відносної кількості ізотопів важких елементів за допомогою таблиці поширеності елементів Ганса Зюсса та Гарольда Юрі 1956 року^[3]. Ці дані показали піки поширеності стронцію, барію та свинцю, які згідно з оболонковою моделлю ядра є особливо стабільними ядрами, подібно до того, як благородні гази є хімічно інертними. Це можна було пояснити, якщо ядра створювались шляхом повільного захоплення нейтронів, що робило більш розповсюдженими ті магічні ядра, які легше утворювались і складніше руйнувались в цьому процесі. Таблиця розподілу важких ізотопів між s-процесом і r-процесом була опублікована у відомій оглядовій статті B²FH у 1957 році^[4]. Там також стверджувалося, що s-процес відбувається в червоних гігантах. Особливо показовим був елемент технецій, для якого період напіврозпаду найстабільнішого ізотопу становить 4,2 мільйона років, і який, тим не менш, був відкритий у зорях в 1952 році^[5][6] Полом Мерріллом^[7][8]. Оскільки вважалося, що цим зорям мільярди років, наявність технецію в їхній зовнішній атмосфері була прийнята за доказ його нещодавнього утворення.

Математична модель послідовного утворення все важчих ізотопів із ядер заліза була розроблена в 1961 році^[9]. Ця робота показала, що жодне фіксоване значення потоку нейтронів не може пояснити спостережувану поширеність s-елементів, а натомість потрібен широкий діапазон таких значень. Серія робіт Дональда Клейтона у 1970-х роках^{[10][11][12][13][14][15]} стала стандартною моделлю s-процесу і залишався такою, поки деталі нуклеосинтезу зір асимптотичної гілки гігантів не стали настільки просунутими, s-процес стати моделювати з точним урахуванням моделей зоряної структури. Важливі для розрахунків s-процесу вимірювання поперечних перерізів захоплення нейтронів провели Національна лабораторія Ок-Рідж 1965 році^[16] і Центр ядерної фізики Карлсруе в 1982 році^[17].

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.