S-process
遅い中性子捕捉処理、またはS -processは、一連のある反応における核天体物理学星、特に中に発生しAGB星。Sの-processは、作成（責任がある元素合成の約半分の）原子核 鉄より重いです。
S -process、種子核受ける捕獲中性子形成する同位体を高い方と原子質量。新しい同位体が安定している場合、一連の質量の増加が発生する可能性がありますが、不安定な場合、ベータ崩壊が発生し、次に高い原子番号の元素が生成されます。別の中性子が捕獲される前にこの放射性崩壊が起こるのに十分な時間があるという意味で、プロセスは遅い（それ故に名前が付けられている）。これらの一連の反応は、の谷に沿って移動することによって安定同位体を生成しますベータ崩壊の安定は等圧線に核図表。
反応連鎖に沿ったアルファ崩壊ステップの介入により、さまざまな元素と同位体をs過程で生成できます。生成される元素と同位体の相対的な存在量は、中性子の発生源とそれらのフラックスが時間の経過とともにどのように変化するかによって異なります。s過程反応連鎖の各分岐は、最終的に、鉛、ビスマス、およびポロニウムを含むサイクルで終了します。
だと-processコントラストのR -process連続中性子捕獲がされた、迅速な彼らがより迅速にベータ崩壊が発生する可能性がより行われます。Rのより高いフラックスを有する環境で-process支配自由中性子。それは、s過程よりも重い元素とより多くの中性子に富む同位体を生成します。2つのプロセスを合わせると、鉄より重い化学元素の相対的な存在量の大部分を占めます。
コンテンツ
1 歴史
2 星のs過程
3 S -process星屑で測定
4 参考文献
歴史
Sの-processは、重元素の同位体の相対存在量からの新たに公開されたテーブルから必要とされるように見られた存在量によってハンズ・スースとハロルド・ユーリーとりわけ1956年に、これらのデータは用に豊富ピークを示したストロンチウム、バリウム、および鉛は、量子力学と核殻モデルによれば、貴ガスが化学的に不活性であるように、特に安定した核です。これは、いくつかの豊富な原子核が遅い中性子捕獲によって作成されなければならないことを意味し、それは他の原子核がそのようなプロセスによってどのように説明できるかを決定することだけの問題でした。間の重い同位体を配分表の-processとRの-processが有名に出版されたB 2 FHのレビュー論文1957年にがあるが、それはまた、と主張してよ-processがで発生した赤色巨星星。特に実例となるケースでは、最長の半減期が420万年である元素テクネチウムは、1952年にポールW.メリルによってs、M、およびNタイプの星で発見されました 。 これらの星は数十億年前のものと考えられていたので、外気にテクネチウムが存在することは、おそらく星の深部内部での核融合とは関係のない、そこでの最近の生成の証拠と見なされました。その力を提供します。
各元素の宇宙線起源を示す周期表。死にかけている低質量星に起源を持つ鉄より重い元素
は、通常、そのような星での遅い中性子拡散と長期間にわたる捕獲を特徴とするs過程によって生成されたもの 時間依存的に鉄シード核から重い同位体を生成するために計算モデルは、1961年まで提供されなかったの研究は、特定の赤色巨大星天文学者によって観察されたバリウムの大overabundances鉄から作成することができることを示したこと総中性子束（単位面積あたりの中性子数）が適切である場合は、核をシードします。また、中性子束の単一の値が観測されたs過程の存在量を説明できないことも示しましたが、広い範囲が必要です。特定のフラックスにさらされた鉄シード核の数は、フラックスが強くなるにつれて減少する必要がこの研究はまた、中性子捕獲断面積と存在量の積の曲線が、B 2 FHがスケッチしたように滑らかに下降する曲線ではなく、むしろ棚-精密構造を持っていることを示しました。ドナルド・D・クレイトンによる1970年代の一連の論文 は、露出した鉄の種の数の関数として指数関数的に減少する中性子束を利用して標準モデルになりました。S -processとの細部までそう残ったAGB星の核合成は、彼らがための標準的なモデルとなったことを十分に高度になったの恒星の構造モデルに基づいて-process素子形成。中性子捕獲断面積の重要な一連の測定は、1965年にオークリッジ国立研究所から報告され、1982年にKarlsruhe Nuclear Physics Centerによって報告され、その後、これらはs過程をそれが享受する確固たる定量的基礎に置いた。今日。
星のs過程
Sの-processはで主に起こると考えられている漸近巨星分枝の鉄核によって播種、星星の以前の世代の中に超新星が残しました。爆発性環境で数秒の時間スケールで発生すると考えられているrプロセスとは対照的に、sプロセスは数千年の時間スケールで発生し、中性子捕獲の間に数十年を経過すると考えられています。s過程が同位体チャートの元素をより高い質量数に移動する程度は、本質的に、問題の星が中性子を生成できる程度によって決定されます。定量的収量は、星の初期存在量分布における鉄の量にも比例します。鉄は、この中性子捕獲ベータから新しい元素を合成する崩壊系列を引いたものの「出発物質」（またはシード）です。
主な中性子源反応は次のとおりです。
13 6NS +
4 2彼 16 😯 + 22 10ね +
4 2彼 25 12Mg + 
sの範囲の-process作用
のAgへ
のSb。
メインコンポーネントとウィークsプロセスコンポーネントを区別します。主成分は、SrとYを超えて、最も低い金属量の星でPbまでの重元素を生成します。主成分の生産地は、低質量の漸近巨星分枝星です。主成分に依存している13以上のC中性子源。一方、s過程の弱い成分は、鉄族の種子核からSrとYまでの58 Feまでの元素のs過程同位体を合成し、ヘリウムと炭素の終わりに発生します。-巨大な星で燃えています。これは主に採用して22数Ne中性子源を。これらの星は、それらの終焉で超新星になり、それらのs過程同位体を星間ガスに噴き出します。
Sの存在量の比が上の近くの同位体のための中性子捕獲断面積の比に反比例させる-processは時々 、いわゆる「ローカルな近似値」を用いて小塊領域上近似するよ-processパス。この近似は、名前が示すように、局所的にのみ有効であり、近くの質量数の同位体を意味しますが、棚と精度の構造が支配的な魔法の数では無効です。
s過程の最後の部分を表すチャート
。右端に円が付いた赤い水平線は、中性子捕獲を表し
ています。左上を指す青い矢印はベータ崩壊を表し
ます。左下を指す緑色の矢印はアルファ崩壊を表し
ます。右下を指すシアン/薄緑色の矢印は、電子捕獲を表し が比較的低いの中性子束中に発生すると予想秒（10のオーダー-process 5 10へ11単位cm中性子2秒）、このプロセスは、次のような重い放射性同位元素のいずれかを生産する能力を有していませんトリウムまたはウラン。sプロセスを終了するサイクルは次のとおりです。
209Bi 中性子を捕獲し、生成する 210Bi、に減衰します 210ポーよるβ -崩壊。210ポー 順番に崩壊します 206Pbよるα崩壊：
209 83Bi S 210 83Bi + γ 210 83Bi
210 84ポー +
e− e
210 84ポー
206 82Pb +
4 2彼
206Pb 次に、3つの中性子を捕獲し、生成します 209Pb、に減衰します 209Biβによって-崩壊、サイクルを再起動：
206 82Pb +
3 NS 209 82Pb
209 82Pb
209 83Bi +
e− νe
したがって、このサイクルの最終的な結果は、4つの中性子が1つのアルファ粒子、2つの電子、2つの反電子ニュートリノ、およびガンマ線に変換されることです。 4 NS 4 2彼 +
2 e− +
2 νe + γ したがって、このプロセスは、最も重い「安定した」元素であるビスマスと、ビスマスに続く最初の非原始元素であるポロニウムで終了します。ビスマスは実際にはわずかに放射性ですが、半減期が非常に長く、宇宙の現在の年齢の10億倍であるため、既存の星の寿命全体にわたって効果的に安定しています。ただし、ポロニウム210は、半減期が138日で崩壊し、安定した鉛206になります。
S -process星屑で測定
スターダストは宇宙塵の1つの成分です。スターダストは、さまざまな長い死んだ星からの質量損失の間に凝縮した個々の固体粒子です。スターダストは、太陽系が誕生する前は星間ガス全体に存在し、初期の太陽系の惑星降着円盤に含まれる星間物質から組み立てられたときに隕石に閉じ込められていました。今日、それらは保存されている隕石に見られます。気象学者は習慣的にそれらをプレソーラー粒子と呼んでいます。S -process富化粒子がほとんどであるシリコンカーバイド（SIC）。これらの粒子の起源は、粒子内の非常に珍しい同位体存在比の実験室測定によって示されています。s過程キセノン同位体の最初の実験的検出は1978年に行われ、s過程同位体が赤色巨星からの星屑にほぼ純粋に富むという以前の予測を確認しました。これらの発見は、天体物理学と太陽系の隕石の起源への新しい洞察を開始しました。炭化ケイ素（SiC）粒子は、AGB星の大気中で凝縮するため、その星に存在する同位体存在比をトラップします。AGB星は銀河のs過程の主要な場所であるため、SiC粒子の重い元素には、鉄より重い元素のほぼ純粋なs過程同位体が含まれています。この事実は、これらのスターダストプレソーラー粒子のスパッタリングイオン質量分析計の研究によって繰り返し実証されています。いくつかの驚くべき結果は、それらの中で、s過程とr過程の存在量の比率が以前に想定されていたものとは幾分異なることを示しています。またの捕捉された同位体で示されているクリプトン及びキセノンことS AGB星雰囲気中-process存在量は、おそらくその星に中性子束の強度または多分温度で、経時的に又は星から星に変化しました。これは今日のsプロセス研究のフロンティアです。
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