www.wikidata.uk-ua.nina.az

S процес s процес від англ slow повільний реакції нуклеосинтезу які полягають у послідовному захопленні ядрами нейтронів

S-процес

s-процес (від англ. slow — повільний) — реакції нуклеосинтезу, які полягають у послідовному захопленні ядрами нейтронів. Процес названо повільним на відміну від r-процесу, тому що ядра із короткими періодами напіврозпаду, що утворюються у таких реакціях, здебільшого встигають зазнати β-розпаду перш ніж буде приєднано наступний нейтрон.

S-процес, чинний в діапазоні від Ag до Sb.

За сучасними уявленнями саме завдяки цьому процесу у Всесвіті утворилася основна кількість хімічних елементів, важчих від заліза (до бісмуту включно), а також деяка кількість ізотопів аргону та кальцію.

Відповідний механізм нуклеосинтезу вперше описано у відомій праці Маргарет і Джеффрі Бербіджів, Фреда Хойла та Вільяма Фаулера.

Послідовність реакцій Редагувати

Стабільність ізотопів хімічних елементів

Низка реакцій здебільшого починається з ядер так званого залізного піку (залізо, нікель), оскільки поперечний переріз реакції захоплення нейтронів для легших ядер надто малий. Нестабільні ядра з короткими періодами життя зазнають β−-розпаду. Ядра, що мають порівняно довгі періоди напіврозпаду, можуть брати участь у подальших реакціях. Внаслідок процесу утворюються лише досить стабільні ядра.

Умови перебігу Редагувати

Для ефективного перебігу s-процесу протрібна висока концентрація нейтронів (близько 1010 см−3). Утворення необхідної кількості нейтронів можуть забезпечити реакції:

Вони досить ефективно відбуваються за температури 108 K.

Додатковим джерелом нейтронів за такої температури можуть бути фотонейтронні реакції:

Їх роль зростає зі збільшенням температури.

Потрібні умови виникають у надрах зір асимптотичного відгалуження гігантів після перетворення у їх ядрі водню на гелій, а гелію — на вуглець (внаслідок потрійної α-реакції). Джерелом утворення необхідної кількості 14N слугують реакції CNO-циклу, що відбуваються на межі між конвективною гелієвою оболонкою та зовнішнім шаром, багатим на водень.

Результат Редагувати

Для утворення важких ядер відповідні умови мають підтримуватися протягом досить тривалого часу (тисячі років). Послідовність реакцій s-процесу припиняється із утворенням свинцю та бісмуту, оскільки елементи з атомними номерами 84-89 (полоній, астат, радон, францій, радій та актиній) не мають досить стабільних ізотопів і зазнають швидкого α-розпаду.

Утворення ядер з атомними номерами 90 і більше (торій, уран) вимагає більшої потужності нейтронних потоків, і відбувається у r-процесі.

Посилання Редагувати

  1. s-процес // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 465. — ISBN 966-613-263-X.
  2. E.M. Burbidge, G.R. Burbidge, W.A. Fowler, and F.Hoyle (1957). . Rev Mod Phy 29 (4): 547. doi:10.1103/RevModPhys.29.547. Архів оригіналу за 24 липня 2008. Процитовано 10 січня 2011.  (англ.)

Джерела Редагувати


Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри
Дата публікації:
s proces vid angl slow povilnij reakciyi nukleosintezu yaki polyagayut u poslidovnomu zahoplenni yadrami nejtroniv Proces nazvano povilnim na vidminu vid r procesu tomu sho yadra iz korotkimi periodami napivrozpadu sho utvoryuyutsya u takih reakciyah zdebilshogo vstigayut zaznati b rozpadu persh nizh bude priyednano nastupnij nejtron S proces chinnij v diapazoni vid Ag do Sb Za suchasnimi uyavlennyami same zavdyaki comu procesu u Vsesviti utvorilasya osnovna kilkist himichnih elementiv vazhchih vid zaliza do bismutu vklyuchno a takozh deyaka kilkist izotopiv argonu ta kalciyu 1 Vidpovidnij mehanizm nukleosintezu vpershe opisano u vidomij praci Margaret i Dzheffri Berbidzhiv Freda Hojla ta Vilyama Faulera 2 Zmist 1 Poslidovnist reakcij 2 Umovi perebigu 3 Rezultat 4 Posilannya 5 DzherelaPoslidovnist reakcij Redaguvati nbsp Stabilnist izotopiv himichnih elementivNizka reakcij zdebilshogo pochinayetsya z yader tak zvanogo zaliznogo piku zalizo nikel oskilki poperechnij pereriz reakciyi zahoplennya nejtroniv dlya legshih yader nadto malij Nestabilni yadra z korotkimi periodami zhittya zaznayut b rozpadu Yadra sho mayut porivnyano dovgi periodi napivrozpadu mozhut brati uchast u podalshih reakciyah Vnaslidok procesu utvoryuyutsya lishe dosit stabilni yadra Umovi perebigu RedaguvatiDlya efektivnogo perebigu s procesu protribna visoka koncentraciya nejtroniv blizko 1010 sm 3 Utvorennya neobhidnoyi kilkosti nejtroniv mozhut zabezpechiti reakciyi 13C a 16O n 2 22 MeV 22Ne a 25Mg nVoni dosit efektivno vidbuvayutsya za temperaturi 108 K Dodatkovim dzherelom nejtroniv za takoyi temperaturi mozhut buti fotonejtronni reakciyi 13C g 12C n 4 95 MeV 14N g 13N n 10 55 MeVYih rol zrostaye zi zbilshennyam temperaturi Potribni umovi vinikayut u nadrah zir asimptotichnogo vidgaluzhennya gigantiv pislya peretvorennya u yih yadri vodnyu na gelij a geliyu na vuglec vnaslidok potrijnoyi a reakciyi Dzherelom utvorennya neobhidnoyi kilkosti 14N sluguyut reakciyi CNO ciklu sho vidbuvayutsya na mezhi mizh konvektivnoyu geliyevoyu obolonkoyu ta zovnishnim sharom bagatim na voden Rezultat RedaguvatiDlya utvorennya vazhkih yader vidpovidni umovi mayut pidtrimuvatisya protyagom dosit trivalogo chasu tisyachi rokiv Poslidovnist reakcij s procesu pripinyayetsya iz utvorennyam svincyu ta bismutu oskilki elementi z atomnimi nomerami 84 89 polonij astat radon francij radij ta aktinij ne mayut dosit stabilnih izotopiv i zaznayut shvidkogo a rozpadu Utvorennya yader z atomnimi nomerami 90 i bilshe torij uran vimagaye bilshoyi potuzhnosti nejtronnih potokiv i vidbuvayetsya u r procesi Posilannya Redaguvati s proces Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 465 ISBN 966 613 263 X E M Burbidge G R Burbidge W A Fowler and F Hoyle 1957 Synthesis of the Elements in Stars Rev Mod Phy 29 4 547 doi 10 1103 RevModPhys 29 547 Arhiv originalu za 24 lipnya 2008 Procitovano 10 sichnya 2011 angl Dzherela RedaguvatiB C Ishhanov I M Kapitonov I A Tutyn 1998 9 Reakcii pod dejstviem nejtronov s process Nukleosintez vo Vselennoj rosijskoyu Moskva Izd vo Moskovskogo universiteta Arhiv originalu za 17 kvitnya 2011 Procitovano 10 sichnya 2011 Otrimano z https uk wikipedia org w index php title S proces amp oldid 35721887