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:

_{48}^{110}{\hbox{Cd}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{48}^{111}{\hbox{Cd}}

_{48}^{111}{\hbox{Cd}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{48}^{112}{\hbox{Cd}}

_{48}^{112}{\hbox{Cd}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{48}^{113}{\hbox{Cd}}

_{48}^{113}{\hbox{Cd}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{48}^{114}{\hbox{Cd}}

_{48}^{114}{\hbox{Cd}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{48}^{115}{\hbox{Cd}}

_{48}^{115}{\hbox{Cd}}\;\to \;_{49}^{115}{\hbox{In}}+e^{-}+{\overline {\nu }}_{e}

_{49}^{115}{\hbox{In}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{49}^{116}{\hbox{In}}

_{49}^{116}{\hbox{In}}\;\to \;_{50}^{116}{\hbox{Sn}}+e^{-}+{\overline {\nu }}_{e}

_{50}^{117}{\hbox{Sn}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{50}^{118}{\hbox{Sn}}

_{50}^{118}{\hbox{Sn}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{50}^{119}{\hbox{Sn}}

_{50}^{119}{\hbox{Sn}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{50}^{120}{\hbox{Sn}}

_{50}^{120}{\hbox{Sn}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{50}^{121}{\hbox{Sn}}

_{50}^{121}{\hbox{Sn}}\;\to \;_{51}^{121}{\hbox{Sb}}+e^{-}+{\overline {\nu }}_{e}

_{51}^{121}{\hbox{Sb}}+_{0}^{1}n\;\to \;_{51}^{122}{\hbox{Sb}}

_{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.

Zobacz też

[edytuj | edytuj kod]

Bibliografia

[edytuj | edytuj kod]

Frank H.F.H. Shu Frank H.F.H., Galaktyki, gwiazdy, życie. Fizyka wszechświata, StanisławS. Bajtlik (tłum.), Warszawa: Prószyński i S-ka, 2003, s. 135–137, ISBN 83-7255-173-1, OCLC 749280745 .

Fizyka jądrowa

Rodzaje rozpadów	rozpad alfa rozpad beta (beta minus, beta plus) emisja gamma podwójny rozpad beta konwersja wewnętrzna przejście izomeryczne promieniotwórczość ciężkojonowa samorzutne rozszczepienie jądra atomowego
Emisje	emisja neutronu emisja pozytonu emisja protonu emisja dwuprotonowa
Wychwyty	wychwyt elektronu wychwyt neutronu podwójny wychwyt elektronu R S P Rp
Reakcje wysokoenergetyczne	spalacja fotodezintegracja
Nukleosynteza	gwiezdna nukleosynteza pierwotna nukleosynteza nukleosynteza w supernowych

Procesy jądrowe

rozpady jądrowe	Rozpad alfa Rozpad beta Rozpad beta minus Rozpad beta plus Podwójny rozpad beta Wychwyt elektronu Podwójny wychwyt elektronu Emisja gamma Emisja neutronu Emisja protonu Emisja dwuprotonowa Rozpad egzotyczny Rozszczepienie jądra atomowego
syntezy jądrowe	Wychwyt neutronu Proces r Proces s Wychwyt protonu Proces rp

Encyklopedie internetowe (nukleosynteza):

Britannica: science/s-process