S-过程 - Wikiwand
For faster navigation, this Iframe is preloading the Wikiwand page for S-过程.

S-过程

维基百科,自由的百科全书

S-过程,或称为慢中子捕获过程,是发生在相对来说中子密度较低和温度中等条件下的恒星进行核合成过程。在这样的条件下,原子的核心进行中子捕获的速率相较之下就低于β负衰变。稳定的同位素捕获中子;但是放射性同位素在另一次中子捕获前就先衰变成为稳定的子核,这样经由β稳定的过程,使同位素沿着同位素列表的槽线移动。S-过程大约创造了另一半比铁重的元素,因此在星系化学演化中扮演着很重要的角色。S-过程与更快速的r-过程中子捕获不同的是它的低速率。

历史

S-过程似乎必须从重元素的同位素相对丰度和在1956年由Hans Suess英语Hans Suess哈罗德·尤里重新印制的化学元素丰度表来观察,尤其是、和这三种元素丰度的峰值。根据量子力学壳层模型,这三种是特别稳定的核子,行为很像惰性气体,在化学上是无活性的。这暗示了有些含量丰富的核子必须经由慢中子捕获来创造,并且也只能估算哪些核子可以经历这样的过程。回顾1957年,即有一篇现称为B2FH的论文提出了S-过程和R-过程的分摊表[1],也认为S-过程会在红巨星内发生。 但是,直到1961年才有计算的模型指出,无论在任何时间要创造出比铁重的元素,都要以铁为种核。[2]这件工作显示,天文学家在某些红巨星观察到异常丰度的钡,如果中子的累积通量(每单位区间内中子的数量)适当的话,可能是以铁为种核产生的。它也显示唯一的累积通量不可能说明观测到的s-过程丰度,但是大范围的累积通量是必须的,铁的种核暴露在特定累积通量下的数量必须随着中子强度的增加而减少。这项工作也显示,中子捕获的截面积相对于丰度不是平滑的下降曲线,而是有着悬崖绝壁的构造。在1970年代,克莱顿在以指数下降的中子累积通量做为铁种核的函数为基础的假设下,这样的结果被当成S-过程的标准模型,并维持到对渐近巨星分支(AGB)的核合成有了详细的了解,获得足够的进展,才成为建立在恒星结构模型上的标准模型。 1965年,来自橡树岭国家实验室一系列有关中子捕获截面积测量的重要报告[3] 和其后在1982年来自卡尔斯鲁厄核物理中心的,[4] 才使s-过程得以在今天获得一定数量的稳固位置和享受它的地位。

恒星中的S-过程

S-过程被认为能发生在大部分的渐近巨星分支恒星;相对的,R-过程被认为发生在超新星爆炸环境的最初几秒钟内,而S-过程在这样的环境下可以持续进行数千年。S-过程在同位素图上使质量数的增加,根本上取决于恒星能产生的中子数量,以及起初开始时铁元素在恒星内丰度的分布。是系列的中子捕获或是β负衰变合成新元素的原始材料(或是种子)。

主要的中子源反应如下:

13C + α → 16O + n

22Ne + α → 25Mg + n

S-过程在Ag到Sb的范围内的行为。
S-过程在AgSb的范围内的行为。

主要的和微弱的S-过程有一个明显的区别。主要的成分导致低金属量恒星的SrY,成为Pb,主要成分发生的场所在低质量的渐近巨星分支恒星。一篇发表在Science杂志上的简短而精彩的文章,讨论和说明了两颗在AGB阶段的中子源如何经营之间复杂的脉动周期。[5]在另一方面,S-过程弱的成分,综合了由铁的族群成为SrY,并且发生的场所在燃烧结束阶段的大质量恒星。这些恒将成为超新星,并将这些同位素扩散致星际空间内。


S-过程经常使用数学上所谓的局部近似来处理,建立在恒星内的中子流量是常数的假设下,先假设一个元素自然丰度的理论模型,所以丰度的比率与产生不同的同位素中子捕获截面积比率是相反的。这种局部近似-如同名称所显示的-只是局部的有效,意为着多数的同味素有着相同的原子量。

因为期待的S-过程发生在相对于低中子的通量(数量级在105至1011中子每公分2每秒),这种过程不能产生如这样重的放射性同位素。

S-过程周期终止于: 209Bi + n0210Bi + γ

210Bi → 210Po + β-

210Po → 206Pb + α

铅-206接着捕获3个中子,产生Pb-209,然后由β负衰变成为铋,重复这个循环。

在星际尘埃中测量S-过程

星际尘埃是宇宙尘的一种成分。在成为太阳系内被找到的陨石之前,这些单独的固体颗粒是来自早已死亡的恒星,并被保存了下来。对这些颗粒的测量,在实验室内显示这些颗粒内的元素有着异常的同位素丰度,结果给予天体物理学新的认知。[6] 硅碳化物的颗粒在AGB 恒星的大气中凝聚,而成为这些恒星会拥有这些同位素。因为AGB恒星是银河系内进行S-过程的主要场所,因此重元素的硅碳化物颗粒实际上纯粹是S-过程产生的同位素。这个事实经由溅射离子质谱仪对前太阳系颗粒的研究被一再的展示。[6] 有些溅射的结果显示S-过程和R-过程的丰度比率和早先假设的有些不同,它也显示了氪和氙在恒星大气层的丰度会因S-过程而随时间改变,或是因恒星而异,推测可能是中子浓度的累积通量或是温度的影响。这是现今对S-过程研究的新领域。

参考资料

  1. ^ E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle. Synthesis of the Elements in Stars. Reviews of Modern Physics. 1957, 29 (4): 547–650. doi:10.1103/RevModPhys.29.547. 
  2. ^ D. D. Clayton, W. A. Fowler, T. E. Hull, B. A. Zimmerman. Neutron capture chains in heavy element synthesis. Annals of Physics. 1961, 12 (3): 331–408. doi:10.1016/0003-4916(61)90067-7. 
  3. ^ R. L. Macklin, J. H. Gibbons. Neutron Capture Data at Stellar Temperatures. Reviews of Modern Physics. 1965, 37 (1): 166–176. doi:10.1103/RevModPhys.37.166. 
  4. ^ F. Kaeppeler, H. Beer, K. Wisshak, D. D. Clayton, R. L. Macklin, R. A. Ward. S process studies in the light of new experimental cross sections. Astrophysical Journal. 1982, 257: 821–846. doi:10.1086/160033. 
  5. ^ A. I. Boothroyd. Heavy elements in stars. Science. 2006, 314 (5806): 1690–1691. doi:10.1126/science.1136842. 
  6. ^ 6.0 6.1 D. D. Clayton, L. R. Nittler. Astrophysics with Presolar stardust. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 2004, 42 (1): 39–78. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022. 

参见

{{bottomLinkPreText}} {{bottomLinkText}}
S-过程
Listen to this article