Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

s процес від англ slow повільний реакції нуклеосинтезу які полягають у послідовному захопленні ядрами нейтронів Процес н

S-процес

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.

image
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.

Відповідний механізм нуклеосинтезу вперше описано у відомій праці Маргарет і Джеффрі Бербіджів, Фреда Хойла та Вільяма Фаулера.

Історія дослідження

image
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 та Гарольда Юрі 1956 року. 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. 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 Полом Мерріллом. 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. 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 у 1970-х роках 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 і Центр ядерної фізики Карлсруе в 1982 році.

Послідовність реакцій

image
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. — .
  2. E.M. Burbidge, G.R. Burbidge, W.A. Fowler, and F.Hoyle (1957). . Rev Mod Phy. 29 (4): 547. doi:10.1103/RevModPhys.29.547. Архів оригіналу за 24 липня 2008. Процитовано 10 січня 2011. (англ.)
  3. Suess, H. E.; Urey, H. C. (1956). Abundances of the Elements. Reviews of Modern Physics. 28 (1): 53—74. Bibcode:1956RvMP...28...53S. doi:10.1103/RevModPhys.28.53.
  4. Burbidge, E. M.; Burbidge, G. R.; Fowler, W. A.; Hoyle, F. (1957). Synthesis of the Elements in Stars. Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547—650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.
  5. Hammond, C. R. (2004). The Elements. Handbook of Chemistry and Physics (вид. 81st). CRC Press. ISBN .
  6. Moore, C. E. (1951). Technetium in the Sun. Science. 114 (2951): 59—61. Bibcode:1951Sci...114...59M. doi:10.1126/science.114.2951.59. PMID 17782983.
  7. Merrill, P. W. (1952). Technetium in the stars. Science. 115 (2992): 484.
  8. George Sivulka (8 March 2017). An Introduction to the Evidence for Stellar Nucleosynthesis. Stanford University. Процитовано 3 May 2018.
  9. Clayton, D. D.; Fowler, W. A.; Hull, T. E.; Zimmerman, B. A. (1961). Neutron capture chains in heavy element synthesis. . 12 (3): 331—408. Bibcode:1961AnPhy..12..331C. doi:10.1016/0003-4916(61)90067-7.
  10. Clayton, D. D.; Rassbach, M. E. (1967). Termination of the s-process. The Astrophysical Journal. 148: 69. Bibcode:1967ApJ...148...69C. doi:10.1086/149128.
  11. Clayton, D. D. (1968). Distribution of neutron-source strengths for the s-process. У Arnett, W. D.; Hansen, C. J.; Truran, J. W.; Cameron, A. G. W. (ред.). Nucleosynthesis. . с. 225—240.
  12. Peters, J. G.; Fowler, W. A.; Clayton, D. D. (1972). Weak s-process Irradiations. The Astrophysical Journal. 173: 637. Bibcode:1972ApJ...173..637P. doi:10.1086/151450.
  13. Clayton, D. D.; Newman, M. J. (1974). s-process Studies: Exact Solution to a Chain Having Two Distinct Cross-Section Values. The Astrophysical Journal. 192: 501. Bibcode:1974ApJ...192..501C. doi:10.1086/153082.
  14. Clayton, D. D.; Ward, R. A. (1974). s-process Studies: Exact Evaluation of an Exponential Distribution of Exposures. The Astrophysical Journal. 193: 397. Bibcode:1974ApJ...193..397C. doi:10.1086/153175.
  15. Ward, R. A.; Newman, M. J.; Clayton, D. D. (1976). s-process Studies: Branching and the Time Scale. . 31: 33. Bibcode:1976ApJS...31...33W. doi:10.1086/190373.
  16. Macklin, R. L.; Gibbons, J. H. (1965). Neutron Capture Data at Stellar Temperatures. Reviews of Modern Physics. 37 (1): 166—176. Bibcode:1965RvMP...37..166M. doi:10.1103/RevModPhys.37.166.
  17. Kaeppeler, F.; Beer, H.; Wisshak, K.; Clayton, D. D.; Macklin, R. L.; Ward, R. A. (1982). s-process studies in the light of new experimental cross sections. The Astrophysical Journal. 257: 821—846. Bibcode:1982ApJ...257..821K. doi:10.1086/160033.

Джерела

  • Б.C. Ишханов, И.М. Капитонов, И.А. Тутынь (1998). . Нуклеосинтез во Вселенной (російською) . Москва: Изд-во Московского университета. Архів оригіналу за 17 квітня 2011. Процитовано 10 січня 2011.


Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

s proces vid angl slow povilnij reakciyi nukleosintezu yaki polyagayut u poslidovnomu zahoplenni yadrami nejtroniv Proces nazvano povilnim na vidminu vid r procesu tomu sho yadra iz korotkimi periodami napivrozpadu sho utvoryuyutsya u takih reakciyah zdebilshogo vstigayut zaznati b rozpadu persh nizh bude priyednano nastupnij nejtron S proces chinnij v diapazoni vid Ag do Sb Za suchasnimi uyavlennyami same zavdyaki comu procesu u Vsesviti utvorilasya osnovna kilkist himichnih elementiv vazhchih vid zaliza do bismutu vklyuchno a takozh deyaka kilkist izotopiv argonu ta kalciyu Vidpovidnij mehanizm nukleosintezu vpershe opisano u vidomij praci Margaret i Dzheffri Berbidzhiv Freda Hojla ta Vilyama Faulera Istoriya doslidzhennyaPeriodichna tablicya yaka pokazuye kosmogenne pohodzhennya kozhnogo elementa Elementi vazhchi za zalizo vidmicheni zelenim kolorom utvoryuyutsya v rezultati s procesu Neobhidnist s procesu bula viyavlena na pidstavi vidnosnoyi kilkosti izotopiv vazhkih elementiv za dopomogoyu tablici poshirenosti elementiv ta Garolda Yuri 1956 roku Ci dani pokazali piki poshirenosti stronciyu bariyu ta svincyu yaki zgidno z obolonkovoyu modellyu yadra ye osoblivo stabilnimi yadrami podibno do togo yak blagorodni gazi ye himichno inertnimi Ce mozhna bulo poyasniti yaksho yadra stvoryuvalis shlyahom povilnogo zahoplennya nejtroniv sho robilo bilsh rozpovsyudzhenimi ti magichni yadra yaki legshe utvoryuvalis i skladnishe rujnuvalis v comu procesi Tablicya rozpodilu vazhkih izotopiv mizh s procesom i r procesom bula opublikovana u vidomij oglyadovij statti B2FH u 1957 roci Tam takozh stverdzhuvalosya sho s proces vidbuvayetsya v chervonih gigantah Osoblivo pokazovim buv element tehnecij dlya yakogo period napivrozpadu najstabilnishogo izotopu stanovit 4 2 miljona rokiv i yakij tim ne mensh buv vidkritij u zoryah v 1952 roci Polom Merrillom Oskilki vvazhalosya sho cim zoryam milyardi rokiv nayavnist tehneciyu v yihnij zovnishnij atmosferi bula prijnyata za dokaz jogo neshodavnogo utvorennya Matematichna model poslidovnogo utvorennya vse vazhchih izotopiv iz yader zaliza bula rozroblena v 1961 roci Cya robota pokazala sho zhodne fiksovane znachennya potoku nejtroniv ne mozhe poyasniti sposterezhuvanu poshirenist s elementiv a natomist potriben shirokij diapazon takih znachen Seriya robit u 1970 h rokah stala standartnoyu modellyu s procesu i zalishavsya takoyu poki detali nukleosintezu zir asimptotichnoyi gilki gigantiv ne stali nastilki prosunutimi s proces stati modelyuvati z tochnim urahuvannyam modelej zoryanoyi strukturi Vazhlivi dlya rozrahunkiv s procesu vimiryuvannya poperechnih pereriziv zahoplennya nejtroniv proveli Nacionalna laboratoriya Ok Ridzh 1965 roci i Centr yadernoyi fiziki Karlsrue v 1982 roci Poslidovnist reakcijStabilnist izotopiv himichnih elementiv Nizka reakcij zdebilshogo pochinayetsya z yader tak zvanogo zaliznogo piku zalizo nikel oskilki poperechnij pereriz reakciyi zahoplennya nejtroniv dlya legshih yader nadto malij Nestabilni yadra z korotkimi periodami zhittya zaznayut b rozpadu Yadra sho mayut porivnyano dovgi periodi napivrozpadu mozhut brati uchast u podalshih reakciyah Vnaslidok procesu utvoryuyutsya lishe dosit stabilni yadra Umovi perebiguDlya efektivnogo perebigu s procesu protribna visoka koncentraciya nejtroniv blizko 1010 sm 3 Utvorennya neobhidnoyi kilkosti nejtroniv mozhut zabezpechiti reakciyi 13C a 16O n 2 22 MeV 22Ne a 25Mg n Voni dosit efektivno vidbuvayutsya za temperaturi 108 K Dodatkovim dzherelom nejtroniv za takoyi temperaturi mozhut buti fotonejtronni reakciyi 13C g 12C n 4 95 MeV 14N g 13N n 10 55 MeV Yih rol zrostaye zi zbilshennyam temperaturi Potribni umovi vinikayut u nadrah zir asimptotichnogo vidgaluzhennya gigantiv pislya peretvorennya u yih yadri vodnyu na gelij a geliyu na vuglec vnaslidok potrijnoyi a reakciyi Dzherelom utvorennya neobhidnoyi kilkosti 14N sluguyut reakciyi CNO ciklu sho vidbuvayutsya na mezhi mizh konvektivnoyu geliyevoyu obolonkoyu ta zovnishnim sharom bagatim na voden RezultatDlya utvorennya vazhkih yader vidpovidni umovi mayut pidtrimuvatisya protyagom dosit trivalogo chasu tisyachi rokiv Poslidovnist reakcij s procesu pripinyayetsya iz utvorennyam svincyu ta bismutu oskilki elementi z atomnimi nomerami 84 89 polonij astat radon francij radij ta aktinij ne mayut dosit stabilnih izotopiv i zaznayut shvidkogo a rozpadu Utvorennya yader z atomnimi nomerami 90 i bilshe torij uran vimagaye bilshoyi potuzhnosti nejtronnih potokiv i vidbuvayetsya u r procesi Posilannyas proces Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 465 ISBN 966 613 263 X E M Burbidge G R Burbidge W A Fowler and F Hoyle 1957 Rev Mod Phy 29 4 547 doi 10 1103 RevModPhys 29 547 Arhiv originalu za 24 lipnya 2008 Procitovano 10 sichnya 2011 angl Suess H E Urey H C 1956 Abundances of the Elements Reviews of Modern Physics 28 1 53 74 Bibcode 1956RvMP 28 53S doi 10 1103 RevModPhys 28 53 Burbidge E M Burbidge G R Fowler W A Hoyle F 1957 Synthesis of the Elements in Stars Reviews of Modern Physics 29 4 547 650 Bibcode 1957RvMP 29 547B doi 10 1103 RevModPhys 29 547 Hammond C R 2004 The Elements Handbook of Chemistry and Physics vid 81st CRC Press ISBN 978 0 8493 0485 9 Moore C E 1951 Technetium in the Sun Science 114 2951 59 61 Bibcode 1951Sci 114 59M doi 10 1126 science 114 2951 59 PMID 17782983 Merrill P W 1952 Technetium in the stars Science 115 2992 484 George Sivulka 8 March 2017 An Introduction to the Evidence for Stellar Nucleosynthesis Stanford University Procitovano 3 May 2018 Clayton D D Fowler W A Hull T E Zimmerman B A 1961 Neutron capture chains in heavy element synthesis 12 3 331 408 Bibcode 1961AnPhy 12 331C doi 10 1016 0003 4916 61 90067 7 Clayton D D Rassbach M E 1967 Termination of the s process The Astrophysical Journal 148 69 Bibcode 1967ApJ 148 69C doi 10 1086 149128 Clayton D D 1968 Distribution of neutron source strengths for the s process U Arnett W D Hansen C J Truran J W Cameron A G W red Nucleosynthesis s 225 240 Peters J G Fowler W A Clayton D D 1972 Weak s process Irradiations The Astrophysical Journal 173 637 Bibcode 1972ApJ 173 637P doi 10 1086 151450 Clayton D D Newman M J 1974 s process Studies Exact Solution to a Chain Having Two Distinct Cross Section Values The Astrophysical Journal 192 501 Bibcode 1974ApJ 192 501C doi 10 1086 153082 Clayton D D Ward R A 1974 s process Studies Exact Evaluation of an Exponential Distribution of Exposures The Astrophysical Journal 193 397 Bibcode 1974ApJ 193 397C doi 10 1086 153175 Ward R A Newman M J Clayton D D 1976 s process Studies Branching and the Time Scale 31 33 Bibcode 1976ApJS 31 33W doi 10 1086 190373 Macklin R L Gibbons J H 1965 Neutron Capture Data at Stellar Temperatures Reviews of Modern Physics 37 1 166 176 Bibcode 1965RvMP 37 166M doi 10 1103 RevModPhys 37 166 Kaeppeler F Beer H Wisshak K Clayton D D Macklin R L Ward R A 1982 s process studies in the light of new experimental cross sections The Astrophysical Journal 257 821 846 Bibcode 1982ApJ 257 821K doi 10 1086 160033 DzherelaB C Ishhanov I M Kapitonov I A Tutyn 1998 Nukleosintez vo Vselennoj rosijskoyu Moskva Izd vo Moskovskogo universiteta Arhiv originalu za 17 kvitnya 2011 Procitovano 10 sichnya 2011

Дата публікації:
Топ