S-Prozess – Wikipedia

Nukleosyntheseweg

Das langsamer Neutroneneinfangprozess, oder s-Prozessist eine Reihe von Reaktionen in der Kernastrophysik, die in Sternen auftreten, insbesondere in AGB-Sternen. Das s-Prozess ist verantwortlich für die Bildung (Nukleosynthese) von ungefähr der Hälfte der Atomkerne, die schwerer als Eisen sind.

In dem s-Prozess wird ein Keimkern einem Neutroneneinfang unterzogen, um ein Isotop mit einer höheren Atommasse zu bilden. Wenn das neue Isotop stabil ist, kann es zu einer Reihe von Massenzunahmen kommen. Wenn es jedoch instabil ist, tritt ein Beta-Zerfall auf, der ein Element mit der nächsthöheren Ordnungszahl erzeugt. Der Prozess ist schleppend (daher der Name) in dem Sinne, dass genügend Zeit für diesen radioaktiven Zerfall vorhanden ist, bevor ein anderes Neutron eingefangen wird. Eine Reihe dieser Reaktionen erzeugt stabile Isotope, indem sie sich entlang des Tals der stabilen Beta-Zerfallsisobaren in der Tabelle der Nuklide bewegen.

Eine Reihe von Elementen und Isotopen kann von der s-Prozess aufgrund des Eingreifens von Alpha-Zerfallsschritten entlang der Reaktionskette. Die relative Häufigkeit der erzeugten Elemente und Isotope hängt von der Quelle der Neutronen ab und davon, wie sich ihr Fluss im Laufe der Zeit ändert. Jeder Zweig der sDie Prozessreaktionskette endet schließlich in einem Zyklus, an dem Blei, Wismut und Polonium beteiligt sind.

Das s-Prozess kontrastiert mit dem r-Prozess, bei dem aufeinanderfolgende Neutroneneinfangvorgänge durchgeführt werden schnell: Sie treten schneller auf, als der Beta-Zerfall auftreten kann. Das r-Prozess dominiert in Umgebungen mit höheren Flüssen freier Neutronen; es produziert schwerere Elemente und neutronenreichere Isotope als die s-Prozess. Zusammen machen die beiden Prozesse den größten Teil der relativen Häufigkeit chemischer Elemente aus, die schwerer als Eisen sind.

Geschichte[edit]

Das s-Verfahren wurde aufgrund der relativen Häufigkeit von Isotopen schwerer Elemente und einer neu veröffentlichten Abundanztabelle von Hans Suess und Harold Urey im Jahr 1956 als erforderlich angesehen. Diese Daten zeigten unter anderem Häufigkeitsspitzen für Strontium, Barium und Blei. die nach der Quantenmechanik und dem Kernschalenmodell besonders stabile Kerne sind, ähnlich wie die Edelgase chemisch inert sind. Dies implizierte, dass einige reichlich vorhandene Kerne durch langsames Einfangen von Neutronen erzeugt werden müssen, und es ging nur darum zu bestimmen, wie andere Kerne durch einen solchen Prozess erklärt werden könnten. Eine Tabelle, in der die schweren Isotope dazwischen aufgeteilt sind s-Prozess und r-Prozess wurde im berühmten B veröffentlicht²FH Review Paper im Jahr 1957.^[1] Dort wurde auch argumentiert, dass die s-Prozess findet in roten Riesensternen statt. In einem besonders anschaulichen Fall wurde das Element Technetium, dessen längste Halbwertszeit 4,2 Millionen Jahre beträgt, 1952 in Sternen vom Typ s, M und N entdeckt^[2][3] von Paul W. Merrill.^[4][5] Da angenommen wurde, dass diese Sterne Milliarden Jahre alt sind, wurde das Vorhandensein von Technetium in ihrer äußeren Atmosphäre als Beweis für seine jüngste Entstehung angesehen, wahrscheinlich nicht verbunden mit der Kernfusion im tiefen Inneren des Sterns, der seine Kraft liefert.

Periodensystem, das den kosmogenen Ursprung jedes Elements zeigt. Die Elemente schwerer als Eisen mit Ursprung in sterbende Sterne mit geringer Masse sind typischerweise diejenigen, die von der s-Prozess, der durch langsame Neutronendiffusion gekennzeichnet ist und über lange Zeiträume in solchen Sternen eingefangen wird

Ein berechenbares Modell zur zeitabhängigen Erzeugung der schweren Isotope aus Eisensamenkernen wurde erst 1961 zur Verfügung gestellt.^[6] Diese Arbeit zeigte, dass die von Astronomen in bestimmten roten Riesensternen beobachteten großen Bariumüberschüsse aus Eisensamenkernen erzeugt werden können, wenn der gesamte Neutronenfluss (Anzahl der Neutronen pro Flächeneinheit) angemessen ist. Es zeigte sich auch, dass kein einziger Wert für den Neutronenfluss den beobachteten Wert erklären konnte s-Prozesshäufigkeiten, aber dass ein breites Spektrum erforderlich ist. Die Anzahl der Eisensamenkerne, die einem bestimmten Fluss ausgesetzt waren, muss abnehmen, wenn der Fluss stärker wird. Diese Arbeit zeigte auch, dass die Kurve des Produkts aus Neutroneneinfangquerschnitt und Häufigkeit keine glatt fallende Kurve ist, wie B.²FH hatte skizziert, hat aber eher eine Leisten-Abgrund-Struktur. Eine Reihe von Papieren^{[7][8][9][10][11][12]} In den 1970er Jahren wurde Donald D. Clayton unter Verwendung eines exponentiell abnehmenden Neutronenflusses als Funktion der Anzahl der exponierten Eisensamen zum Standardmodell des s-Prozess und blieb es, bis die Details der AGB-Stern-Nukleosynthese so weit fortgeschritten waren, dass sie zu einem Standardmodell für wurden s-Prozesselementbildung basierend auf Sternstrukturmodellen. Wichtige Messreihen von Neutroneneinfangquerschnitten wurden 1965 vom Oak Ridge National Lab gemeldet^[13] und von Karlsruhe Nuclear Physics Center im Jahr 1982^[14] und anschließend platzierten diese die s-Prozess auf der festen quantitativen Basis, die es heute genießt.^{[citation needed]}

Das s-Prozess in Sternen[edit]

Das sEs wird angenommen, dass der Prozess hauptsächlich in asymptotischen Riesenaststernen stattfindet, die von Eisenkernen ausgesät werden, die eine Supernova während einer früheren Generation von Sternen hinterlassen hat. Im Gegensatz zu dem r-Prozess, von dem angenommen wird, dass er in explosionsgefährdeten Umgebungen über Zeitskalen von Sekunden abläuft sEs wird angenommen, dass der Prozess über Zeitskalen von Tausenden von Jahren stattfindet, die Jahrzehnte zwischen Neutroneneinfang vergehen. Inwieweit die sDer Prozess, bei dem die Elemente im Isotopendiagramm zu höheren Massenzahlen nach oben verschoben werden, hängt im Wesentlichen davon ab, inwieweit der betreffende Stern Neutronen produzieren kann. Die quantitative Ausbeute ist auch proportional zur Eisenmenge in der anfänglichen Häufigkeitsverteilung des Sterns. Eisen ist das “Ausgangsmaterial” (oder der Keim) für diese Neutroneneinfang-Beta-Minus-Zerfallssequenz zur Synthese neuer Elemente.^{[citation needed]}

Die Hauptreaktionen der Neutronenquelle sind:

Das s-Prozess im Bereich von Ag bis Sb.

Man unterscheidet das Haupt und das Schwache s-Prozesskomponente. Die Hauptkomponente erzeugt schwere Elemente jenseits von Sr und Y und bis zu Pb in den Sternen mit der niedrigsten Metallizität. Die Produktionsstätten der Hauptkomponente sind massearme asymptotische Riesenaststerne.^[15] Die Hauptkomponente stützt sich auf die ¹³C Neutronenquelle oben.^[16] Die schwache Komponente der s-Prozess dagegen synthetisiert s-Prozessisotope von Elementen aus Samenkernen der Eisengruppe bis ⁵⁸Fe bis zu Sr und Y und findet am Ende der Helium- und Kohlenstoffverbrennung in massiven Sternen statt. Es beschäftigt in erster Linie die ²²Ne Neutronenquelle. Diese Sterne werden bei ihrem Tod zu Supernovae und spucken diese aus s-Prozessisotope zu interstellarem Gas.

Das sDer Prozess wird manchmal über einen kleinen Massenbereich unter Verwendung der sogenannten “lokalen Approximation” angenähert, bei der das Verhältnis der Häufigkeiten umgekehrt proportional zum Verhältnis der Neutroneneinfangquerschnitte für nahegelegene Isotope auf dem ist s-Prozesspfad. Diese Annäherung ist – wie der Name schon sagt – nur lokal gültig, was für Isotope nahegelegener Massenzahlen bedeutet, ist jedoch bei magischen Zahlen ungültig, bei denen die Leisten-Abgrund-Struktur dominiert.

Diagramm, das den letzten Teil des s-Prozess. Rote horizontale Linien mit einem Kreis am rechten Ende stehen für Neutroneneinfang; blaue Pfeile, die nach links oben zeigen, stehen für Beta-Zerfälle; grüne Pfeile, die nach links unten zeigen, stehen für Alpha-Zerfälle; Cyan / Hellgrün-Pfeile, die nach rechts unten zeigen, repräsentieren Elektroneneinfang.

Wegen der relativ geringen Neutronenflüsse, die während des s-Prozess (in der Größenordnung von 10⁵ bis 10¹¹ Neutronen pro cm² pro Sekunde) hat dieses Verfahren nicht die Fähigkeit, eines der schweren radioaktiven Isotope wie Thorium oder Uran zu produzieren. Der Zyklus, der das beendet s-Prozess ist:

²⁰⁹
Bi
fängt ein Neutron ein und produziert ²¹⁰
Bi
, die zu zerfällt ²¹⁰
Po
durch β^{– –} zerfallen. ²¹⁰
Po
wiederum zerfällt zu ²⁰⁶
Pb
durch α-Zerfall:

²⁰⁶
Pb
fängt dann drei Neutronen ein und produziert ²⁰⁹
Pb
, die zu zerfällt ²⁰⁹
Bi
durch β^{– –} Zerfall, Neustart des Zyklus:

Das Nettoergebnis dieses Zyklus ist daher, dass 4 Neutronen in ein Alpha-Teilchen, zwei Elektronen, zwei Anti-Elektronen-Neutrinos und Gammastrahlung umgewandelt werden:

Der Prozess endet somit in Wismut, dem schwersten “stabilen” Element, und Polonium, dem ersten nicht-primordialen Element nach Wismut. Wismut ist tatsächlich leicht radioaktiv, aber mit einer Halbwertszeit, die so lang ist – eine Milliarde Mal so hoch wie das gegenwärtige Alter des Universums -, dass es über die Lebensdauer eines existierenden Sterns effektiv stabil ist. Polonium-210 zerfällt jedoch mit einer Halbwertszeit von 138 Tagen zu stabilem Blei-206.

Das s-Prozess gemessen in Sternenstaub[edit]

Sternenstaub ist ein Bestandteil des kosmischen Staubes. Sternenstaub sind einzelne feste Körner, die während des Massenverlusts von verschiedenen längst toten Sternen kondensiert werden. Sternenstaub existierte vor der Geburt des Sonnensystems im gesamten interstellaren Gas und war in Meteoriten gefangen, als sie sich aus interstellarer Materie zusammensetzten, die im frühen Sonnensystem in der planetaren Akkretionsscheibe enthalten war. Heute sind sie in Meteoriten zu finden, wo sie erhalten geblieben sind. Meteoriten bezeichnen sie gewöhnlich als präsolare Körner. Das s-Prozessangereicherte Körner sind meist Siliciumcarbid (SiC). Die Herkunft dieser Körner wird durch Labormessungen extrem ungewöhnlicher Isotopenhäufigkeitsverhältnisse innerhalb des Korns nachgewiesen. Erster experimenteller Nachweis von s-Prozess Xenon-Isotope wurde 1978 hergestellt,^[17] Bestätigung früherer Vorhersagen, dass s-Prozessisotope würden mit Sternenstaub von roten Riesensternen nahezu rein angereichert.^[18] Diese Entdeckungen eröffneten neue Einblicke in die Astrophysik und in die Entstehung von Meteoriten im Sonnensystem.^[19] Siliciumcarbid (SiC) -Körner kondensieren in der Atmosphäre von AGB-Sternen und fangen so Isotopenhäufigkeitsverhältnisse ein, wie sie in diesem Stern existierten. Weil die AGB-Sterne der Hauptstandort der s-Prozess in der Galaxie enthalten die schweren Elemente in den SiC-Körnern fast reine s-Prozessisotope in Elementen, die schwerer als Eisen sind. Diese Tatsache wurde wiederholt durch Sputter-Ionen-Massenspektrometer-Untersuchungen dieser Sternenstaub-Presolarkörner gezeigt.^[19] Mehrere überraschende Ergebnisse haben gezeigt, dass in ihnen das Verhältnis von s-Prozess und r-Prozesshäufigkeiten unterscheiden sich etwas von den zuvor angenommenen. Es wurde auch mit eingefangenen Isotopen von Krypton und Xenon gezeigt, dass die s-Prozesshäufigkeiten in der AGB-Sternatmosphäre änderten sich mit der Zeit oder von Stern zu Stern, vermutlich mit der Stärke des Neutronenflusses in diesem Stern oder vielleicht der Temperatur. Dies ist eine Grenze von s-Prozessstudien heute^[when?].

Verweise[edit]