s-프로세스

s-process

느린 중성자 포획 과정 또는 s- 과정은 별, 특히 점근거성 가지별에서 일어나는 핵 천체물리학에서의 일련의 반응이다.s-과정은 철보다 무거운 원자핵의 약 절반의 생성(핵합성)을 담당한다.

s-공정에서 종자핵은 중성자 포획을 거쳐 원자질량이 더 높은 동위원소를 형성한다.새로운 동위원소가 안정적이면 질량의 연속적인 증가가 일어날 수 있지만, 불안정하면 베타 붕괴가 일어나 다음으로 높은 원자 번호의 원소가 생성된다.이 과정은 다른 중성자를 포획하기 전에 이 방사성 붕괴가 발생할 수 있는 충분한 시간이 있다는 점에서 느리다(따라서 이름이 붙여졌다).이러한 일련의 반응은 핵종 표에서 베타 붕괴 안정 이소바의 계곡을 따라 이동함으로써 안정적인 동위원소를 생성한다.

반응 사슬을 따라 알파 붕괴 단계가 개입하기 때문에 다양한 원소와 동위원소가 s-공정에 의해 생성될 수 있다.생성된 원소와 동위원소의 상대적 풍부성은 중성자의 선원과 중성자의 플럭스가 시간에 따라 어떻게 변화하느냐에 따라 달라진다.s-프로세스 반응 사슬의 각 분기는 납, 비스무트 및 폴로늄을 포함하는 사이클로 최종적으로 종료된다.

s-과정은 연속 중성자 포획이 빠른 r-과정이 대비된다. 즉, 중성자 포획은 베타 붕괴가 일어날 수 있는 것보다 더 빨리 일어난다.r-프로세스는 자유 중성자의 플럭스가 높은 환경에서 지배적이다. 이는 s-프로세스보다 무거운 원소와 중성자가 풍부한 동위원소를 생성한다.이 두 가지 과정은 함께 철보다 무거운 화학 원소의 상대적 풍부함의 대부분을 차지합니다.

역사

S-공정은 무거운 원소의 동위원소 상대적 풍부성과 1956년 [1]Hans Suess와 Harold Urey가 새로 발표한 풍부성 표에서 필요한 것으로 나타났다.무엇보다도, 이러한 데이터는 스트론튬, 바륨, 납에 대한 풍부성 피크를 보여주었는데, 양자역학 및 핵껍질 모델에 따르면 특히 안정적인 핵으로, 마치 귀한 가스가 화학적으로 불활성인 것처럼 말이다.이는 일부 풍부한 핵이 느린 중성자 포획에 의해 생성되어야 한다는 것을 의미하며, 이는 단지 그러한 과정에 의해 다른 핵이 어떻게 설명될 수 있는가의 결정의 문제일 뿐이다.1957년 [2]유명한 BFH2 리뷰 논문에 s-과정과 r-과정 사이에 무거운 동위원소를 배분하는 표가 발표되었습니다.또한 S-과정은 적색 거성에서 일어난다는 주장도 있었다.한 예로, 가장 긴 반감기가 420만 년인 테크네튬 원소는 1952년[3][4] 폴 메릴에 [5][6]의해 s형, M형, N형 별에서 발견되었다.이 별들이 수십억 년 된 것으로 생각되었기 때문에, 그들의 외부 대기에 테크네튬이 존재한다는 것은 아마도 그 힘을 제공하는 별의 깊은 내부에 있는 핵융합과 관련이 없는 최근의 생성의 증거로 받아들여졌다.

각 원소의 우주 생성 기원을 나타내는 주기율표.저질량 별의 소멸에 기인하는 철보다 무거운 원소는 일반적으로 S-프로세스에 의해 생성된 원소이며, 이러한 별에서는 중성자 확산이 느리고 장기간 포획되는 것이 특징이다.

철 종자 핵에서 시간 의존적인 방식으로 무거운 동위원소를 생성하기 위한 계산 가능한 모델은 [7]1961년까지 제공되지 않았다.이 연구는 천문학자들이 특정 적색거성에서 관측한 바륨 과잉이 총 중성자속(단위 면적당 중성자 수)이 적절하다면 철 종자 핵에서 생성될 수 있다는 것을 보여주었다.또한 중성자속의 단일 값은 관측된 s-공정 다량성을 설명할 수 없지만 넓은 범위가 필요하다는 것을 보여주었다.특정 플럭스에 노출된 철 종자 핵의 수는 플럭스가 강해질수록 감소해야 합니다.또한 본 연구에서는 BFH가 스케치한 것처럼2 중성자 포획 단면적에 풍요를 곱한 곱의 곡선이 매끄럽게 떨어지는 곡선이 아니라 암반-정밀 구조를 가지고 있음을 보여주었다.1970년대 도널드 D의 일련의 논문[8][9][10][11][12][13]. 노출된 철 종자 수의 함수로 기하급수적으로 감소하는 중성자속을 이용한 클레이튼은 AGB-별 핵합성의 세부 사항이 충분히 발전하여 항성 구조 모델을 기반으로 한 S-과정 원소 형성의 표준 모델이 될 때까지 S-과정 표준 모델이 되었다.중성자 포획 단면의 중요한 일련의 측정은 1965년[14] Oak Ridge National Lab과 1982년[15] Karlsruhe Nuclear Physical Center에서 보고되었으며, 이후 [citation needed]S-프로세스를 현재 누리고 있는 확실한 정량적 기준으로 배치하였다.

별자리 S-과정

S-과정은 주로 점근거성 가지별에서 발생하며, 이전 세대의 별들 중 초신성이 남긴 철핵에 의해 씨앗이 뿌려진 것으로 여겨진다.폭발적 환경에서 초 단위로 발생하는 것으로 여겨지는 r-과정과 달리, s- 과정은 중성자 포획 사이에 수십 년 동안 수천 년의 시간 척도에 걸쳐 발생하는 것으로 여겨진다.s-과정이 동위원소 차트의 원소를 더 높은 질량수로 이동하는 정도는 기본적으로 해당 별이 중성자를 생성할 수 있는 정도에 따라 결정된다.또한 양적 수율은 별의 초기 풍부 분포에 있는 철의 양에 비례합니다.철은 [citation needed]이 중성자 포획 베타에서 새로운 원소를 합성하는 붕괴 순서를 뺀 "시작 물질"이다.

주요 중성자 선원 반응은 다음과 같다.

13
6C
. 		+ 4
2그는
 		→ 16
8오
 		+
n
22
10네
 		+ 4
2그는
 		→ 25
12Mg
 		+
n
Ag에서 Sb까지의 범위에서 작용하는 s-프로세스.

하나는 주 공정 성분과 약한 S 공정 성분을 구분합니다.주성분은 Sr과 Y를 넘어서는 무거운 원소를 생성하며, 금속함량이 가장 낮은 별에서는 최대 Pb까지 생성한다.주성분의 생산지는 저질량 점근거성가지별이다.[16]주성분은 위의 [17]C 중성자 선원에 의존한다.반면, s-과정의 약한 성분은 철족 종자핵에서 Fe에 이르는 원소들의 s-과정의 동위원소를 Sr과 Y까지 합성하며, 질량이 큰 별에서 헬륨과 탄소 연소가 끝날 때 발생한다.주로 Ne 중성자 선원을 사용한다.이 별들은 소멸 시 초신성이 되어 그 s-과정 동위원소를 성간 가스로 분출할 것이다.

s-프로세스는 종종 소위 "국소 근사"를 사용하여 작은 질량 영역에 걸쳐 근사된다. 즉, 풍부성의 비율은 s-프로세스 경로상의 인근 동위원소에 대한 중성자 포획 단면의 비율에 반비례한다.이 근사치는 이름에서 알 수 있듯이 국소적으로만 유효하며, 이는 인근 질량수의 동위원소를 의미하지만, 암반-정밀 구조가 지배적인 매직넘버에서는 유효하지 않다.

s-공정의 마지막 부분을 나타내는 차트입니다.오른쪽 끝에 원이 있는 빨간색 수평선은 중성자 포획을 나타내고, 위쪽-왼쪽을 가리키는 파란색 화살표는 베타 붕괴를 나타내며, 아래쪽-왼쪽을 가리키는 녹색 화살표는 알파 붕괴를 나타내며, 아래쪽을 가리키는 시안/연두색 화살표는 전자 포획을 나타냅니다.

s-공정(cm당11 10-10개의52 중성자) 동안 발생할 것으로 예상되는 비교적 낮은 중성자 플럭스 때문에 이 과정은 토륨이나 우라늄과 같은 무거운 방사성 동위원소를 생성할 수 없다.s-공정을 종료하는 주기는 다음과 같습니다.

209
Bi는
중성자를 포획하여 Bi를 생성하며
, Bi는 β 붕괴에− 의해 Po로
분해된다.210
Po는
α 붕괴에 의해 Pb로
감소한다.

209
83Bi
 		+
n
 		→ 210
83Bi
 		+
γ
210
83Bi
 		→ 210
84포
 		+
이−
 		+
ν
e
210
84포
 		→ 206
82PB
 		+ 4
2그는

206
그런
 다음 Pb는 중성자 3개를 포착하여 Pb를 생성하며
, Pb는 β 붕괴에 의해− Bi로
분해되어 사이클을 재개한다.

206
82PB
 		+ 3n
 → 209
82PB
209
82PB
 		→ 209
83Bi
 		+
이−
 		+
ν
e

따라서 이 주기의 최종 결과는 4개의 중성자가 하나의 알파 입자, 2개의 전자, 2개의 반전자 중성미자 및 감마선으로 변환된다는 것이다.

4
n
 → 4
2그는
 		+ 2
e−
 + 2인치
e		 +
γ

따라서 이 과정은 가장 무거운 "안정적인" 원소인 비스무트와 비스무트 다음으로 첫 번째 비원시 원소인 폴로늄으로 종료된다.비스무트는 사실 약간의 방사능이지만, 반감기가 너무 길어서(현재 우주의 10억 배), 현존하는 별의 수명 동안 효과적으로 안정적입니다.그러나 폴로늄-210은 138d의 반감기로 붕괴되어 안정적인 납-206이 된다.

스타더스트 단위로 측정된 s-공정

스타더스트는 우주 먼지의 한 구성요소이다.스타더스트는 오래 전에 죽은 여러 별들로부터 대량으로 손실되는 동안 응축된 개별 고체 입자입니다.스타더스트는 태양계가 탄생하기 전에 성간 가스 전체에 존재했으며, 초기 태양계의 행성 부착 원반에 포함된 성간 물질로 운석에 갇혔다.오늘날 그것들은 운석에서 발견되어 보존되어 왔다.운석학자들은 습관적으로 그것들을 태양 전 입자라고 부른다.S-공정 농축 입자는 대부분 탄화규소(SiC)입니다.이러한 곡물의 기원은 곡립 내의 극히 비정상적인 동위원소 풍성비의 실험실 측정에 의해 입증된다.1978년 [18]S-프로세스 제논 동위원소의 첫 번째 실험 검출이 이루어졌으며, S-프로세스 동위원소가 [19]적색 거성의 별 먼지 속에서 거의 순수하게 농축될 것이라는 이전의 예측을 확인했다.이러한 발견은 천체물리학과 태양계의 [20]운석의 기원에 대한 새로운 통찰력을 불러일으켰다.탄화규소(SiC) 입자는 AGB별의 대기에서 응축되어 해당 별에 존재하는 동위원소 존재비율을 포착합니다.AGB 별은 은하의 s-과정 주요 장소이기 때문에, SiC 입자의 무거운 원소들은 철보다 무거운 원소들에 거의 순수한 s-과정 동위원소를 포함하고 있습니다.이 사실은 이러한 별먼지 전극 [20]입자의 스패터링 이온 질량 분석계 연구를 통해 여러 번 입증되었습니다.몇 가지 놀라운 결과에서 이들 내에서의 s-공정 및 r-공정 풍부성의 비율이 이전에 가정한 것과 다소 다르다는 것이 밝혀졌다.또한 AGB별 대기의 s-과정 함량이 시간에 따라, 또는 별마다, 아마도 별의 중성자속 강도나 온도에 따라 변화한다는 것이 크립톤과 제논의 포획된 동위원소에서도 밝혀졌다.이것은 2000년대 s-process 연구의 최전방이다.

레퍼런스

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