Proces s
Proces s (ang. s-process, slow neutron captures process) – reakcja jądrowa nukleosyntezy zachodząca przy stosunkowo niskiej gęstości neutronów i średniej temperaturze. Ma miejsce w gwiazdach o masach porównywalnych do masy Słońca w końcowym etapie ich życia, gdy gwiazda przechodzi przez fazę AGB. Proces polega na wychwycie niezbyt szybkich neutronów przez nuklidy i rozpadach beta minus, prowadząc do powstawania jąder o coraz większej liczbie atomowej. Proces ten pozwala na powstanie jąder cięższych od niklu. Przykładowa reakcja: 48 110 Cd + 0 1 n → 48 111 Cd {\displaystyle _{48}^{110}{\hbox{Cd}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{48}^{111}{\hbox{Cd}}} 48 111 Cd + 0 1 n → 48 112 Cd {\displaystyle _{48}^{111}{\hbox{Cd}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{48}^{112}{\hbox{Cd}}} 48 112 Cd + 0 1 n → 48 113 Cd {\displaystyle _{48}^{112}{\hbox{Cd}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{48}^{113}{\hbox{Cd}}} 48 113 Cd + 0 1 n → 48 114 Cd {\displaystyle _{48}^{113}{\hbox{Cd}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{48}^{114}{\hbox{Cd}}} 48 114 Cd + 0 1 n → 48 115 Cd {\displaystyle _{48}^{114}{\hbox{Cd}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{48}^{115}{\hbox{Cd}}} 48 115 Cd → 49 115 In + e − + ν ¯ e {\displaystyle _{48}^{115}{\hbox{Cd}}\;\to \;_{49}^{115}{\hbox{In}}+e^{-}+{\overline {\nu }}_{e}} 49 115 In + 0 1 n → 49 116 In {\displaystyle _{49}^{115}{\hbox{In}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{49}^{116}{\hbox{In}}} 49 116 In → 50 116 Sn + e − + ν ¯ e {\displaystyle _{49}^{116}{\hbox{In}}\;\to \;_{50}^{116}{\hbox{Sn}}+e^{-}+{\overline {\nu }}_{e}} 50 117 Sn + 0 1 n → 50 118 Sn {\displaystyle _{50}^{117}{\hbox{Sn}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{50}^{118}{\hbox{Sn}}} 50 118 Sn + 0 1 n → 50 119 Sn {\displaystyle _{50}^{118}{\hbox{Sn}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{50}^{119}{\hbox{Sn}}} 50 119 Sn + 0 1 n → 50 120 Sn {\displaystyle _{50}^{119}{\hbox{Sn}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{50}^{120}{\hbox{Sn}}} 50 120 Sn + 0 1 n → 50 121 Sn {\displaystyle _{50}^{120}{\hbox{Sn}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{50}^{121}{\hbox{Sn}}} 50 121 Sn → 51 121 Sb + e − + ν ¯ e {\displaystyle _{50}^{121}{\hbox{Sn}}\;\to \;_{51}^{121}{\hbox{Sb}}+e^{-}+{\overline {\nu }}_{e}} 51 121 Sb + 0 1 n → 51 122 Sb {\displaystyle _{51}^{121}{\hbox{Sb}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{51}^{122}{\hbox{Sb}}} 51 122 Sb → 52 122 Te + e − + ν ¯ e {\displaystyle _{51}^{122}{\hbox{Sb}}\;\to \;_{52}^{122}{\hbox{Te}}+e^{-}+{\overline {\nu }}_{e}} Izotopy, dla których izotop zawierający o jeden neutron mniej nie jest trwały (kadm-116, cyna-122, cyna-124, antymon-123), nie mogą powstać w wyniku tego procesu. W procesie s skala czasowa wychwytu neutronu jest dużo dłuższa od skali czasowej rozpadu beta, w związku z czym zachodzą wszystkie możliwe rozpady. Powstające nuklidy leżą zatem na płaszczyźnie A-Z wzdłuż linii beta stabilności. Ciąg ten kończy się na jądrach z liczbą masową A = 209 (bizmut). Następne nuklidy są już nietrwałe ze względu na rozpad alfa.

Proces s (ang. s-process, slow neutron captures process) – reakcja jądrowa nukleosyntezy zachodząca przy stosunkowo niskiej gęstości neutronów i średniej temperaturze. Ma miejsce w gwiazdach o masach porównywalnych do masy Słońca w końcowym etapie ich życia, gdy gwiazda przechodzi przez fazę AGB.
Proces polega na wychwycie niezbyt szybkich neutronów przez nuklidy i rozpadach beta minus, prowadząc do powstawania jąder o coraz większej liczbie atomowej. Proces ten pozwala na powstanie jąder cięższych od niklu.
Przykładowa reakcja:
Izotopy, dla których izotop zawierający o jeden neutron mniej nie jest trwały (kadm-116, cyna-122, cyna-124, antymon-123), nie mogą powstać w wyniku tego procesu.
W procesie s skala czasowa wychwytu neutronu jest dużo dłuższa od skali czasowej rozpadu beta, w związku z czym zachodzą wszystkie możliwe rozpady. Powstające nuklidy leżą zatem na płaszczyźnie A-Z wzdłuż linii beta stabilności.
Ciąg ten kończy się na jądrach z liczbą masową A = 209 (bizmut). Następne nuklidy są już nietrwałe ze względu na rozpad alfa.
Zobacz też
[edytuj | edytuj kod]Bibliografia
[edytuj | edytuj kod]- Frank H. Shu, Galaktyki, gwiazdy, życie. Fizyka wszechświata, Stanisław Bajtlik (tłum.), Warszawa: Prószyński i S-ka, 2003, s. 135–137, ISBN 83-7255-173-1, OCLC 749280745.