s -process - s-process

O processo de captura de neutrões lentos , ou s -processo , é uma série de reações em astrofísica nucleares que ocorrem em estrelas, particularmente estrelas AGB . O processo s é responsável pela criação ( nucleossíntese ) de aproximadamente metade dos núcleos atômicos mais pesados ​​que o ferro .

No processo s , um núcleo semente sofre captura de nêutrons para formar um isótopo com uma massa atômica superior . Se o novo isótopo for estável , uma série de aumentos de massa podem ocorrer, mas se for instável , então o decaimento beta ocorrerá, produzindo um elemento do próximo número atômico mais alto . O processo é lento (daí o nome) no sentido de que há tempo suficiente para que esse decaimento radioativo ocorra antes que outro nêutron seja capturado. Uma série dessas reações produz isótopos estáveis ​​movendo-se ao longo do vale de isóbaros estáveis ​​com decaimento beta na tabela de nuclídeos .

Uma variedade de elementos e isótopos podem ser produzidos pelo processo s , por causa da intervenção das etapas de decaimento alfa ao longo da cadeia de reação. A abundância relativa de elementos e isótopos produzidos depende da fonte dos nêutrons e de como seu fluxo muda ao longo do tempo. Cada ramo da cadeia de reação do processo s termina em um ciclo envolvendo chumbo , bismuto e polônio .

Os s -Processo contrastes com o r -process , na qual sucessivas capturas de neutrões são rápida : que acontecer mais rapidamente do que o decaimento beta pode ocorrer. O processo r domina em ambientes com fluxos mais elevados de nêutrons livres ; ele produz elementos mais pesados ​​e mais isótopos ricos em nêutrons do que o processo s . Juntos, os dois processos respondem pela maior parte da abundância relativa de elementos químicos mais pesados ​​que o ferro.

História

O processo s foi visto como necessário a partir da abundância relativa de isótopos de elementos pesados ​​e de uma tabela de abundâncias recentemente publicada por Hans Suess e Harold Urey em 1956. Entre outras coisas, esses dados mostraram picos de abundância para estrôncio , bário e chumbo , que, de acordo com a mecânica quântica e o modelo da camada nuclear , são núcleos particularmente estáveis, assim como os gases nobres são quimicamente inertes . Isso implicava que alguns núcleos abundantes deviam ser criados por captura lenta de nêutrons , e era apenas uma questão de determinar como outros núcleos poderiam ser explicados por tal processo. Uma tabela de repartição das isótopos pesados entre s -processo e r -processo foi publicado no famoso B 2 FH artigo de revisão em 1957. Há também foi argumentado que a s -processo ocorre em gigantes vermelhas estrelas. Em um caso particularmente ilustrativo, o elemento tecnécio , cuja meia-vida mais longa é de 4,2 milhões de anos, foi descoberto em estrelas do tipo s, M e N em 1952 por Paul W. Merrill . Como se pensava que essas estrelas tinham bilhões de anos, a presença de tecnécio em suas atmosferas externas foi tida como evidência de sua recente criação ali, provavelmente não relacionada com a fusão nuclear no interior profundo da estrela que fornece sua energia.

Tabela periódica mostrando a origem cosmogênica de cada elemento. Os elementos mais pesados ​​que o ferro com origens em estrelas moribundas de baixa massa são tipicamente aqueles produzidos pelo processo s , que é caracterizado pela difusão lenta de nêutrons e captura por longos períodos em tais estrelas.

Um modelo calculável para a criação de isótopos pesados ​​a partir de núcleos de sementes de ferro de uma maneira dependente do tempo não foi fornecido até 1961. Esse trabalho mostrou que a grande superabundância de bário observada pelos astrônomos em certas estrelas gigantes vermelhas poderia ser criada a partir de núcleos de sementes de ferro se o fluxo total de nêutrons (número de nêutrons por unidade de área) foi apropriado. Ele também mostrou que nenhum valor único para o fluxo de nêutrons poderia ser responsável pelas abundâncias do processo s observadas , mas que uma ampla faixa é necessária. O número de núcleos de sementes de ferro expostos a um determinado fluxo deve diminuir à medida que o fluxo se torna mais forte. Este trabalho também mostrou que a curva do produto da seção transversal de captura de nêutrons vezes a abundância não é uma curva de queda suave, como B 2 FH havia esboçado, mas sim uma estrutura de precipício . Uma série de artigos na década de 1970 por Donald D. Clayton utilizando um fluxo de nêutrons em declínio exponencial em função do número de sementes de ferro expostas tornou-se o modelo padrão do processo s e permaneceu assim até que os detalhes da nucleossíntese da estrela AGB tornaram - se suficientemente avançado que eles se tornaram um modelo padrão para a formação de elementos de processo s com base em modelos de estrutura estelar. Séries importantes de medições de seções transversais de captura de nêutrons foram relatadas pelo Oak Ridge National Lab em 1965 e pelo Karlsruhe Nuclear Physics Center em 1982 e, subsequentemente, colocaram o processo s na base quantitativa firme de que goza hoje.

O s -processo nas estrelas

O s -process Acredita-se que ocorrem principalmente no ramo gigante assimptótico estrelas, semeadas por núcleos de ferro deixados por uma super durante uma geração anterior de estrelas. Em contraste com o processo- r que se acredita ocorrer em escalas de tempo de segundos em ambientes explosivos, acredita-se que o processo s ocorra em escalas de tempo de milhares de anos, passando décadas entre as capturas de nêutrons. A extensão em que o processo s move os elementos no gráfico de isótopos para números de massa mais elevados é essencialmente determinada pelo grau em que a estrela em questão é capaz de produzir nêutrons . O rendimento quantitativo também é proporcional à quantidade de ferro na distribuição inicial de abundância da estrela. O ferro é o "material inicial" (ou semente) para esta sequência de captura de nêutrons beta menos decaimento de sintetizar novos elementos.

As principais reações da fonte de nêutrons são:

13
6
C
 
4
2
Ele
 
→  16
8
O
 

n
22
10
Ne
 
4
2
Ele
 
→  25
12
Mg
 

n
O processo s atuando na faixa de Ag a Sb .

Distingue-se o componente principal e o fraco do processo s . O componente principal produz elementos pesados ​​além de Sr e Y , e até Pb nas estrelas de menor metalicidade. Os locais de produção do componente principal são estrelas gigantes assintóticas de baixa massa. O componente principal depende da fonte de nêutrons 13 C acima. O componente fraco do processo s , por outro lado, sintetiza isótopos do processo s de elementos de núcleos de sementes do grupo ferro a 58 Fe em até Sr e Y, e ocorre no final do hélio - e a queima de carbono em estrelas massivas. Ele emprega principalmente a fonte de nêutrons 22 Ne. Essas estrelas se tornarão supernovas com seu desaparecimento e expelirão esses isótopos do processo S no gás interestelar.

O processo s às vezes é aproximado sobre uma região de pequena massa usando a chamada "aproximação local", pela qual a razão de abundâncias é inversamente proporcional à razão das seções transversais de captura de nêutrons para isótopos próximos no caminho do processo s . Esta aproximação é - como o nome indica - válida apenas localmente, ou seja, para isótopos de números de massa próximos, mas é inválida em números mágicos onde a estrutura de precipício domina.

Gráfico que representa a parte final do processo s . Linhas horizontais vermelhas com um círculo em suas extremidades direitas representam capturas de nêutrons ; setas azuis apontando para cima e para a esquerda representam decaimentos beta ; as setas verdes apontando para baixo à esquerda representam decaimentos alfa ; Setas ciano / verde claro apontando para baixo à direita representam capturas de elétrons .

Devido aos fluxos de nêutrons relativamente baixos esperados durante o processo s (na ordem de 10 5 a 10 11 nêutrons por cm 2 por segundo), este processo não tem a capacidade de produzir qualquer um dos isótopos radioativos pesados, como tório ou urânio . O ciclo que termina o processo s é:

209
Bi
captura um nêutron, produzindo 210
Bi
, que decai para 210
Po
por β - decadência .210
Po
por sua vez, decai para 206
Pb
por decaimento α :

209
83
Bi
 

n
 
→  210
83
Bi
 

γ
210
83
Bi
 
    →  210
84
Po
 

e-
 

ν
e
210
84
Po
 
    →  206
82
Pb
 
4
2
Ele

206
Pb
então captura três nêutrons, produzindo 209
Pb
, que decai para 209
Bi
por β - decadência, reiniciando o ciclo:

206
82
Pb
 

n
 
→  209
82
Pb
209
82
Pb
 
    →  209
83
Bi
 
 
e-
 
 
ν
e

O resultado líquido deste ciclo, portanto, é que 4 nêutrons são convertidos em uma partícula alfa , dois elétrons , dois neutrinos anti-elétrons e radiação gama :

   
n
 
→  4
2
Ele
 

e-
 

ν
e
 

γ

O processo, portanto, termina em bismuto, o elemento "estável" mais pesado, e polônio, o primeiro elemento não primordial após o bismuto. Na verdade, o bismuto é ligeiramente radioativo, mas com meia-vida tão longa - um bilhão de vezes a idade atual do universo - que é efetivamente estável ao longo da vida de qualquer estrela existente. O polônio-210, no entanto, decai com meia-vida de 138 dias para o chumbo-206 estável.

O s -processo medido em poeira estelar

Poeira estelar é um componente da poeira cósmica . Poeira estelar são grãos sólidos individuais que se condensaram durante a perda de massa de várias estrelas mortas há muito tempo. A poeira estelar existia em todo o gás interestelar antes do nascimento do Sistema Solar e ficou presa em meteoritos quando eles se reuniram a partir de matéria interestelar contida no disco de acreção planetária no início do Sistema Solar. Hoje eles são encontrados em meteoritos, onde foram preservados. Os meteoríticos costumam se referir a eles como grãos presolares . Os grãos enriquecidos com o processo s são principalmente carboneto de silício (SiC). A origem desses grãos é demonstrada por medições de laboratório de razões de abundância isotópica extremamente incomuns dentro do grão. A primeira detecção experimental de isótopos de xenônio de processo s foi feita em 1978, confirmando previsões anteriores de que os isótopos de processo s seriam enriquecidos, quase puros, em poeira estelar de estrelas gigantes vermelhas. Essas descobertas lançaram novos insights sobre a astrofísica e sobre a origem dos meteoritos no Sistema Solar. Os grãos de carboneto de silício (SiC) se condensam na atmosfera das estrelas AGB e, assim, prendem as taxas de abundância isotópica conforme existiam naquela estrela. Como as estrelas AGB são o local principal do processo s na galáxia, os elementos pesados ​​nos grãos de SiC contêm isótopos quase puros do processo s em elementos mais pesados ​​que o ferro. Esse fato foi demonstrado repetidamente por estudos de espectrômetro de massa de íons de pulverização catódica desses grãos presolares de poeira estelar . Vários resultados surpreendentes mostraram que dentro deles a proporção das abundâncias do processo s e do processo r é um pouco diferente do que foi assumido anteriormente. Também foi demonstrado com isótopos aprisionados de criptônio e xenônio que as abundâncias do processo s nas atmosferas das estrelas AGB mudaram com o tempo ou de estrela para estrela, presumivelmente com a intensidade do fluxo de nêutrons nessa estrela ou talvez com a temperatura. Esta é uma fronteira dos estudos de processos s hoje.

Referências