Proses tangkapan neutron perlahan, atau proses s, ialah satu siri tindak balas dalam astrofizik nuklear yang berlaku pada bintang, terutamanya bintang cabang gergasi berasimptot. Proses s yang bertanggungjawab untuk penciptaan (nukleosintesis) kira-kira separuh nukleus atom yang lebih berat daripada besi.
Dalam proses s, nukleus benih mengalami penangkapan neutron untuk membentuk isotop dengan nombor satu jisim atom lebih tinggi. Jika isotop baru itu stabil, satu siri peningkatan jisim boleh berlaku, tetapi jika ia tidak stabil, maka pereputan beta pula yang akan berlaku, menghasilkan unsur nombor atom yang lebih tinggi seterusnya. Prosesnya adalah perlahan (menyebabkan namanya "slow") dalam erti kata bahawa terdapat masa yang mencukupi untuk pereputan radioaktif ini berlaku sebelum neutron lain ditangkap. Satu siri tindak balas ini menghasilkan isotop stabil dengan bergerak di sepanjang lembah isobar stabil pereputan beta dalam jadual nuklida.
Pelbagai unsur dan isotop boleh dihasilkan melalui proses s, kerana campur tangan langkah pereputan alfa di sepanjang rantai tindak balasnya. Kelimpahan relatif unsur dan isotop yang dihasilkan pula bergantung kepada sumber neutron dan bagaimana fluksnya berubah dari semasa ke semasa. Setiap cabang rantai tindak balas proses s akhirnya berakhir pada kitaran yang melibatkan plumbum, bismut dan polonium.
Proses s berbeza dengan proses r, yang penangkapan neutron berturut-turut adalah pantas: ia berlaku lebih cepat sebelum pereputan beta boleh berlaku. Proses r mendominasi dalam persekitaran dengan fluks neutron bebas yang lebih tinggi; ia menghasilkan unsur yang lebih berat dan lebih banyak isotop yang kaya dengan neutron berbanding proses s. Bersama-sama kedua-dua proses menyumbang sebahagian besar kelimpahan relatif unsur kimia yang lebih berat daripada besi.
Sejarah
Proses s dilihat diperlukan daripada kelimpahan relatif isotop unsur berat dan daripada jadual kelimpahan yang baru diterbitkan oleh Hans Suess dan Harold Urey pada tahun 1956.[1] Antara lain, data ini menunjukkan puncak kelimpahan untuk strontium, barium, dan plumbum, yang, menurut mekanik kuantum dan model petala nuklear, adalah nukleus yang sangat stabil, sama seperti gas adi yang lengai secara kimia. Ini menunjukkan bahawa beberapa nukleus yang banyak mesti dicipta melalui penangkapan neutron yang perlahan, dan ia hanya soal menentukan bagaimana nukleus lain boleh diambil kira melalui proses sedemikian. Jadual pembahagian isotop berat antara proses s dan proses r telah diterbitkan dalam kertas ulasan B2FH yang terkenal pada tahun 1957.[2] Di sana juga dikatakan bahawa proses s berlaku dalam bintang gergasi merah. Dalam kes ilustrasi yang khusus, unsur teknetium, yang separuh hayatnya paling lama ialah 4.2 juta tahun, telah ditemui dalam bintang jenis s-, M-, dan N pada tahun 1952[3][4] oleh Paul W. Merrill.[5][6] Memandangkan bintang-bintang ini dianggap berusia berbilion tahun, kehadiran teknetium di atmosfera luar mereka diambil sebagai bukti penciptaan baru-baru ini di sana, mungkin tidak berkaitan dengan pelakuran nuklear di bahagian dalam bintang yang menyediakan kuasanya.
Model yang boleh dikira untuk mencipta isotop berat daripada nukleus biji besi dalam cara yang bergantung pada masa tidak disediakan sehingga tahun 1961.[7] Kerja itu menunjukkan bahawa lebihan besar barium yang diperhatikan oleh ahli astronomi dalam bintang gergasi merah tertentu boleh dicipta daripada nukleus biji besi jika jumlah fluks neutron (bilangan neutron per unit luas) adalah sesuai. Ia juga menunjukkan bahawa tiada satu nilai tunggal untuk fluks neutron boleh menyumbang kepada kelimpahan proses s yang diperhatikan, tetapi julat yang luas diperlukan. Bilangan nukleus benih besi yang terdedah kepada fluks tertentu mesti berkurangan apabila fluks menjadi lebih kuat. Kerja ini juga menunjukkan bahawa lengkung hasil darab keratan rentas tangkapan neutron dikalikan dengan kelimpahan bukan lengkung jatuh yang lancar, seperti yang dilakarkan oleh B2FH, sebaliknya mempunyai struktur cenuram-tebing. Satu siri kertas kerja[8][9][10][11][12][13] pada tahun 1970-an oleh Donald D. Clayton menggunakan fluks neutron yang menurun secara eksponen sebagai fungsi bilangan biji besi yang terdedah menjadi model standard daripada proses s dan kekal sedemikian sehingga butiran nukleosintesis bintang AGB menjadi cukup maju sehingga ia menjadi model piawai untuk pembentukan unsur proses s berdasarkan model struktur bintang. Siri penting ukuran keratan rentas penangkapan neutron telah dilaporkan dari Makmal Kebangsaan Oak Ridge pada tahun 1965[14] dan oleh Pusat Fizik Nuklear Karlsruhe pada tahun 1982[15] dan seterusnya, ini meletakkan proses s pada asas kuantitatif firma yang dinikmatinya hari ini.
Proses s dalam bintang
Proses s dipercayai berlaku kebanyakannya pada bintang cabang gergasi berasimptot, dibenihkan oleh nukleus besi yang ditinggalkan oleh supernova semasa generasi bintang sebelumnya. Berbeza dengan proses r yang dipercayai berlaku mengikut skala masa beberapa saat dalam persekitaran letupan, proses s dipercayai berlaku sepanjang skala masa beribu-ribu tahun, melepasi beberapa dekad antara tangkapan neutron. Sejauh mana proses s menaikkan unsur-unsur dalam carta isotop kepada nombor jisim yang lebih tinggi pada asasnya ditentukan oleh tahap di mana bintang berkenaan mampu menghasilkan neutron. Hasil kuantitatif juga berkadar dengan jumlah besi dalam taburan kelimpahan awal bintang. Besi ialah "bahan permulaan" (atau benih) untuk urutan tangkapan-beta tolak pereputan neutron ini untuk mensintesis unsur baharu.
Tindak balas sumber neutron utama ialah:
Satu perkara yang membezakan komponen proses s utama dan lemah. Komponen utama menghasilkan unsur berat melebihi Sr dan Y, dan sehingga Pb dalam bintang kelogaman terendah. Tapak pengeluaran komponen utama adalah bintang cabang gergasi berasimptot jisim rendah.[16] Komponen utama bergantung pada sumber neutron 13C di atas.[17] Komponen lemah proses s, sebaliknya, mensintesis isotop proses s unsur daripada nukleus benih kumpulan besi kepada 58Fe ke atas hingga Sr dan Y, dan berlaku pada hujung pembakaran helium dan pembakaran karbon dalam bintang besar. Ia menggunakan terutamanya sumber neutron 22Ne. Bintang-bintang ini akan menjadi supernova apabila ia mati dan memuntahkan isotop-isotop proses tersebut ke dalam gas antara bintang.
Proses s kadang kala dianggarkan ke atas kawasan jisim kecil menggunakan apa yang dipanggil "penghampiran tempatan", yang mana nisbah kelimpahan adalah berkadar songsang dengan nisbah keratan rentas penangkapan neutron untuk isotop berdekatan pada laluan proses s. Anggaran ini – seperti namanya – hanya sah secara tempatan, bermakna untuk isotop nombor jisim berdekatan, tetapi ia tidak sah pada nombor ajaib di mana struktur tebing-tebing mendominasi.
Memandangkan fluks neutron yang agak rendah dijangka berlaku semasa proses s (pada urutan 105 hingga 1011 neutron per cm2 sesaat), proses ini tidak mempunyai keupayaan untuk menghasilkan sebarang isotop radioaktif berat seperti torium atau uranium. Kitaran yang menamatkan proses s ialah:
209
Bi menangkap neutron, menghasilkan 210
Bi, yang mereput kepada 210
Po oleh pereputan β−. 210
Po seterusnya mereput kepada 206
Pb oleh pereputan α:
206
Pb kemudian menangkap tiga neutron, menghasilkan 209
Pb, yang mereput kepada 209
Bi melalui pereputan β−, memulakan semula kitaran:
Maka, hasil bersih kitaran ini ialah 4 neutron ditukar kepada satu zarah alfa, dua elektron, dua neutrino anti-elektron dan sinaran gamma:
4 n → 4
2He+ 2 e−
+ 2 ν
e+ γ
Proses itu ditamatkan dalam unsur bismut, unsur "stabil" paling berat, dan polonium, unsur bukan primordial pertama selepas bismut. Bismut sebenarnya sedikit radioaktif, tetapi dengan separuh hayat yang begitu lama—satu bilion kali usia alam semesta sekarang—maka ia adalah stabil secara berkesan sepanjang hayat mana-mana bintang yang sedia ada. Polonium-210, bagaimanapun, mereput dengan separuh hayat 138 kepada plumbum stabil-206.
Proses s diukur dalam habuk bintang
Debu bintang ialah salah satu komponen debu kosmik. Debu bintang ialah butiran pepejal individu yang terpeluwap semasa kehilangan jisim daripada pelbagai bintang yang telah lama mati. Debu bintang wujud di seluruh gas antara bintang sebelum kelahiran Sistem Suria dan terperangkap dalam meteorit apabila ia terhimpun daripada jirim antara bintang yang terkandung dalam cakera pertambahan planet pada Sistem Suria awal. Hari ini mereka ditemui di meteorit, di mana ia telah dipelihara. Ahli kaji meteor lazimnya merujuk kepada mereka sebagai butiran prasolar. Butiran yang diperkaya dengan proses s kebanyakannya adalah silikon karbida (SiC). Asal usul butiran ini ditunjukkan melalui pengukuran makmal nisbah kelimpahan isotop yang sangat luar biasa dalam butiran. Pengesanan eksperimen pertama bagi isotop xenon proses s telah dibuat pada tahun 1978,[18] mengesahkan ramalan awal bahawa isotop proses s akan diperkaya, hampir tulen, dalam debu bintang daripada bintang gergasi merah.[19] Penemuan ini melancarkan pandangan baharu tentang astrofizik dan asal usul meteorit dalam Sistem Suria.[20] Butiran silikon karbida (SiC) terpeluwap dalam atmosfera bintang AGB dan dengan itu memerangkap nisbah kelimpahan isotop seperti yang wujud dalam bintang itu. Oleh kerana bintang AGB adalah tapak utama proses s dalam galaksi, unsur berat dalam butiran SiC mengandungi isotop proses s hampir tulen dalam unsur yang lebih berat daripada besi. Fakta ini telah ditunjukkan berulang kali melalui kajian spektrometer jisim sputtering-ion terhadap butiran prasolar debu bintang ini.[20] Beberapa keputusan yang mengejutkan telah menunjukkan bahawa di dalamnya nisbah kelimpahan proses s dan proses r agak berbeza daripada yang diandaikan sebelum ini. Ia juga telah ditunjukkan dengan isotop kripton dan xenon yang terperangkap bahawa kelimpahan proses s dalam atmosfera bintang AGB berubah mengikut masa atau dari bintang ke bintang, mungkin dengan kekuatan fluks neutron dalam bintang itu atau mungkin suhu. Inilah sempadan kajian proses s pada tahun 2000-an.
Rujukan
- ^ 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 (ed. 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. Dicapai pada 3 May 2018.
- ^ Clayton, D. D.; Fowler, W. A.; Hull, T. E.; Zimmerman, B. A. (1961). "Neutron capture chains in heavy element synthesis". Annals of Physics. 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". Dalam Arnett, W. D.; Hansen, C. J.; Truran, J. W.; Cameron, A. G. W. (penyunting). Nucleosynthesis. Gordon and Breach. m/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". The Astrophysical Journal Supplement Series. 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.
- ^ Boothroyd, A. I. (2006). "Heavy elements in stars". Science. 314 (5806): 1690–1691. doi:10.1126/science.1136842. PMID 17170281.
- ^ Busso, M.; Gallino, R.; Wasserburg, G. J. (1999). "Nucleosynthesis in Asymptotic Giant Branch Stars: Relevance for Galactic Enrichment and Solar System Formation" (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 37 (1): 239–309. Bibcode:1999ARA&A..37..239B. doi:10.1146/annurev.astro.37.1.239.
- ^ Srinivasan, B.; Anders, E. (1978). "Noble Gases in the Murchison Meteorite: Possible Relics of s-process Nucleosynthesis". Science. 201 (4350): 51–56. Bibcode:1978Sci...201...51S. doi:10.1126/science.201.4350.51. PMID 17777755.
- ^ Clayton, D. D.; Ward, R. A. (1978). "s-process studies: Xenon and krypton isotopic abundances". The Astrophysical Journal. 224: 1000. Bibcode:1978ApJ...224.1000C. doi:10.1086/156449.
- ^ a b Clayton, D. D.; Nittler, L. R. (2004). "Astrophysics with Presolar Stardust" (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 42 (1): 39–78. Bibcode:2004ARA&A..42...39C. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022. Diarkibkan daripada yang asal (PDF) pada 2020-02-19.
