Procesul s

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

Cu numele procesului s (din engleza slow ), se numește procesul de captare lentă a neutronilor , un proces de nucleosinteză care are loc în stele în condiții de densitate mică a neutronilor și de temperatură medie. În astfel de condiții, rata de captare a neutronilor de către nucleii atomici este mai lentă decât cea a degradării beta radioactive . În procesul s, un izotop stabil captează un neutron, dar nucleul instabil care este creat se descompune înainte ca un alt neutron să fie capturat. Aceasta creează un izotop stabil al elementului imediat următor al numărului atomic. Prin acest proces sunt create aproximativ jumătate din izotopii elementelor mai grele decât fierul din univers și, prin urmare, joacă un rol important în determinarea compoziției chimice a galaxiilor . Procesul s diferă de procesul r în diferite rate de captare a neutronilor, care este mult mai mare în procesul r. Literele s și r sunt prescurtate pentru cuvintele englezești lent (lent) și rapid (rapid).

Istorie

Existența unui proces similar procesului s a fost ipotezată în urma noilor tabele referitoare la abundența elementelor chimice publicate de Hans Suess și Harold Urey în 1956 , care arătau vârfurile din abundența izotopilor elementelor grele, cum ar fi stronțiul , bariul și plumbul , care, conform mecanicii cuantice și modelului de înveliș nuclear , au nuclei deosebit de stabili, adică la fel de mult ca gazele nobile . Prin urmare, era vorba de a înțelege ce alte elemente au fost implicate în procesul s. O ipoteză în acest sens a fost formulată într-un celebru articol publicat în 1957 de Margaret Burbidge , Geoffrey Burbidge , William Fowler și Fred Hoyle care a descris modul în care elementele grele sunt derivate prin procesele s, r și p [1] . În același articol, autorii au avansat ipoteza că procesul s-a desfășurat la giganții roșii . Cazul tehneciului a fost, în acest sens, deosebit de explicativ: are un timp de înjumătățire de 4,2 milioane de ani și liniile sale spectrale au fost observate în spectrele giganților roșii și ai giganților de carbon în 1952 [2] [3] . Deoarece aceste tipuri de stele au o vechime de câteva miliarde de ani, prezența tehneciului în atmosferele lor nu se poate datora nici preexistenței sale în norii din care s-au format aceste stele, nici reacțiilor de fuziune care au loc în nucleu. , nici cu evenimente legate de etapele foarte timpurii ale vieții vedetei care datează de miliarde de ani mai devreme.

Un model fizico-matematic al creării izotopilor grei din nucleele de fier a fost propus în 1961 . [4] În această lucrare s-a arătat că supraabundența de bariu observată de astronomi în unele stele uriașe se datorează derivării sale din fier în condiții de densitate neutronică adecvată. În special, s-a demonstrat că o singură valoare a densității neutronilor nu putea explica procesul s, dar că acest lucru era posibil doar în prezența unei game de densități diferite. Mai mult, numărul de nuclei de fier expuși unei anumite densități de neutroni a trebuit să scadă dacă densitatea a crescut în timp ce graficul ratei de captare a neutronilor în funcție de densitate nu este liniar, ci de tipul treptat și precipitat.

Măsurători importante ale ratei de captare a neutronilor de către nucleii atomici au fost efectuate în Laboratorul Național Oak Ridge în 1965 [5] și în Centrul de Fizică Nucleară Karlsruhe în 1982 [6] . Acestea au furnizat modelelor fizice teoretice date importante cantitative pe care să se bazeze. Într-o serie de articole publicate în anii 1970, D. Clayton a confirmat ipotezele anterioare, care au devenit modelul standard al procesului s.

Procesul este în stele

Procesul s are loc la stele plasate în ramura asimptotică a giganților și are o durată de mii de ani. În schimb, procesul r are loc în timpul exploziei supernovei și durează câteva secunde. Procesul s are ca efect creșterea numărului de masă al atomilor implicați în proces și este determinat de rata de producție a neutronilor în interiorul stelei și de disponibilitatea inițială a fierului care acționează ca material de pornire al procesului de sinteză a elementelor noi.

Principalele surse de neutroni din interiorul stelelor sunt următoarele reacții:

13 C + 4 He → 16 O + n
22 Ne + 4 He → 25 Mg + n
Tendința procesului s pentru elementele dintre argint (Ag) și antimoniu (Sb).

Există două tipuri de procese s, numite ramura principală și ramura slabă . Principala produce elemente mai grele decât stronțiul și itriul până la plumb în stelele gigantice cu metal scăzut și cu masă mică [7] . Ramura slabă, pe de altă parte, apare la giganți masivi care au ajuns aproape la sfârșitul existenței lor și sintetizează elemente mai grele decât fierul până la stronțiu și itriu. Aceste stele explodează apoi în supernove și dispersează elementele produse în spațiul interstelar .

Procesul s este modelat matematic prin presupunerea așa-numitei aproximări locale: presupune că producția de neutroni este constantă, astfel încât raportul dintre abundențele izotopilor este invers proporțional cu raportul dintre secțiunile transversale ale izotopilor înșiși. Această aproximare este, așa cum sugerează și numele, valabilă doar local, adică pentru izotopii care au un număr de masă similar.

Deoarece procesul s are loc în condiții de densitate relativ scăzută de neutroni (10 5 10 11 neutronii per cm2 pe secundă), acesta nu poate produce radioactive grele izotopi cum ar fi toriu sau uraniu . Ciclul care încheie procesul este după cum urmează: 209 Bi captează un neutron, producând 210 Bi , care se descompune în 210 Po , prin intermediul β - dezintegrării . La rândul său, 210 Po se descompune în 206 Pb prin decăderea α :

209 Bi + nr → 210 Bi + γ
210 Bi → 210 Po + β -
210 Po → 206 Pb + α

În acest moment 206 Pb captează trei neutroni sintetizare 209 Pb , care se dezintegrează în 209 Bi prin β - degradare, repornirea ciclului:

206 Pb + n → 207 Pb + γ
207 Pb + n → 208 Pb + γ
208 Pb + n → 209 Pb + γ
209 Pb → 209 Bi + β -

Deoarece dezintegrarea β - produce un electron și un electron antineutrino , rezultatul net al procesului este conversia a 4 neutroni într-o particulă α , 2 electroni, 2 antineutrini și raze gamma :

4 n → 4 El + 2 e + 2 ν e + γ

Prin urmare, procesul se încheie cu bismutul, cel mai greu element stabil. În realitate, bismutul este ușor radioactiv, dar are un timp de înjumătățire atât de lung (de un miliard de ori vârsta universului ) încât poate fi considerat stabil pe scara de timp reprezentată de viața unei stele.

Procesul S și praful interstelar

Boabele de carbură de siliciu (SiC) se condensează în atmosfera stelelor uriașe, prinzând izotopii produși prin procesul s. Când steaua își pune capăt existenței, boabele de SiC se dispersează în spațiul interstelar, formând parte din praful interstelar . Acest praf a contaminat norul din care sa născut sistemul solar și, prin urmare, și asteroizii născuți din nor și meteoriții care cad pe Pământ . Prin analiza acestor meteoriți este deci posibil să se studieze praful interstelar prins acolo și, prin urmare, și izotopii produși de procesul s. Acest lucru a permis aprofundarea cunoașterii procesului [8] .

Prin intermediul tehnicii de pulverizare , constând în bombardarea meteoriților printr-un fascicul de particule, este posibil să se obțină spectre de boabe stelare prezente în meteorit [8] . Originea stelară a boabelor a fost demonstrată prin măsurători de laborator care au făcut posibilă detectarea abundențelor extrem de neobișnuite de izotopi în boabe. Prin aceste tehnici s-a constatat că relația dintre elementele produse de proces dacă cele produse de procesul r este diferită de ceea ce se presupunea anterior. Mai mult, abundența anumitor elemente, cum ar fi criptonul sau xenonul, ne-au permis să arătăm că abundența elementelor produse prin procesul s variază de la stea la stea, probabil datorită densității neutronilor sau a temperaturii. Cercetările actuale asupra procesului se învârt în jurul acestor probleme.

Notă

  1. ^ EM Burbidge, GR Burbidge, WA Fowler, F. Hoyle, Sinteza elementelor în stele , în Review of Modern Physics , vol. 29, nr. 4, 1957, pp. 547-650, DOI : 10.1103 / RevModPhys.29.547 . Accesat la 12 februarie 2012 .
  2. ^ CR Hammond, Elementele , în Manualul de chimie și fizică , ediția a 81-a, presa CRC, 2004, ISBN 0-8493-0485-7 .
  3. ^ CE Moore, Technetium in the Sun , în Știință , vol. 114, nr. 2951, 1951, pp. 59–61, DOI : 10.1126 / science.114.2951.59 . Accesat la 12 februarie 2012 .
  4. ^ DD Clayton, WA Fowler, TE Hull, BA Zimmerman, lanțuri de captare a neutronilor în sinteza elementelor grele , în Annals of Physics , vol. 12, nr. 3, 1961, pp. 331–408, DOI : 10.1016 / 0003-4916 (61) 90067-7 . Adus la 13 februarie 2012 .
  5. ^ RL Macklin, JH Gibbons, Neutron Capture Data at Stellar Temperatures , în Reviews of Modern Physics , vol. 37, n. 1, 1965, pp. 166–176, DOI : 10.1103 / RevModPhys.37.166 . Adus la 13 februarie 2012 .
  6. ^ F. Kaeppeler, H. Beer, K. Wisshak, DD Clayton, RL Macklin, RA Ward, S studii de proces în lumina noilor secțiuni transversale experimentale , în Astrophysical Journal , vol. 257, 1982, pp. 821–846, DOI : 10.1086 / 160033 . Adus la 13 februarie 2012 .
  7. ^ AI Boothroyd, Heavy elements in stars , în Știință , vol. 314, nr. 5806, 2006, pp. 1690–1691, DOI : 10.1126 / science.1136842 . Adus pe 14 februarie 2012 .
  8. ^ a b DD Clayton, LR Nittler, Astrophysics with Presolar stardust , în Revista anuală de astronomie și astrofizică , vol. 42, n. 1, 2004, pp. 39–78, DOI : 10.1146 / annurev.astro.42.053102.134022 . Adus la 16 februarie 2012 .

Alte proiecte

linkuri externe

Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Processo_s&oldid=110349329 ”