Azərbaycan
Deutschland
Lietuva
Malta
ශ්රී ලංකාව
Türkmenistan
Türkiyə
Украина
Branduoliniai procesaiRadioaktyvumas Beta skilimas Alfa skilimasBranduolio dalijimasisBranduolių sąlaja Protonų ciklas C
S procesas
| Branduoliniai procesai |
|---|
|
S procesas arba lėtas – branduolių sintezės procesas, kuris vyksta esant mažam neutronų tankiui ir vidutinėms temperatūroms žvaigždėse. Atomų branduoliai pagauna (užgrobia) neutronus gana lėtai, palyginus su beta skilimo greičiu. Stabilus izotopas pagauna neutroną ir susidaręs radioaktyvus izotopas spėja skilti beta skilimo būdu dar iki tol, kol branduolys pagaus naują neutroną. Šio proceso metu gaminami stabilūs izotopai išilgai stabilumo slėnio. S proceso metu pagaminama apie pusę elementų, sunkesnių, nei geležis, todėl jis vaidina svarbų vaidmenį galaktikos cheminėje evoliucijoje. S procesas skiriasi nuo r proceso, kurio metu neutronai užgrobiami didesniu greičiu, nei vyksta beta skilimo procesas.
| Šis straipsnis turi paveikslėlių su terminais kita kalba Jei galite, išverskite arba pakeiskite lietuviškais. Tik tada bus galima ištrinti šį pranešimą. |
Istorija
S proceso reikalingumas buvo matyti iš sunkesniųjų elementų paplitimo ( and darbai 1956). 1957 apžvalginiame staripsnyje buvo paskelbta lentelė, paskirstanti izotopus tarp r ir s procesų. Taip pat ten buvo teigiama, kad s procesas vyksta raudonosiose milžinėse. Tačiau sunkiųjų elementų pagaminimo iš geležies gūbrio elementų modeliai nebuvo sukurti iki 1961 metų D. Kleitono darbo. Šis darbas parodė, kad padidintos bario gausos raudonosiose milžinėse gali atsirasti iš geležies gūbrio branduolių, jei tik neutronų srautas yra pakankamai didelis. Geležies branduolių skaičius turėtų mažėti, didėjant neutronų srautui. Šiame darbe taip pat buvo parodyta, kad neutronų užgrobimo skerspjūvio ir elementų gausos sandauga nėra monotoniškai mažėjanti kreivė, bet iš tiesų turi sudėtingą seklumų ir skardžių struktūrą. Eilė Kleitono (Clayton) straipsnių aštuntame dešimtmetyje, pagrįstų prielaida apie eksponentinį neutronų srauto mažėjimą, priklausomai nuo geležies branduolių skaičiaus, tapo standartiniu s proceso modeliu. Neutonų pagavimo skersmenis matavo Oak Ridge National Lab 1965 ir Karlsruhe Nuclear Physics Center 1982 . Tai padėjo tvirtus pagrindus s proceso teorijai.
S procesas žvaigždėse
Manoma, kad s procesas daugiausiai vyksta žvaigždėse. Jei r procesas vyksta tik kelias sekundes supernovų sprogimo metu, tai s procesas vyksta tūkstančius metų. Sunkiųjų izotopų gamybos mastai priklauso neutronų gamybos greičio ir geležies kiekio žvaigždėje.
Pagrindinės reakcijos - neutronų srauto šaltinis žvaigždėse yra:
13C + α → 16O + n
22Ne + α → 25Mg + n
Yra išskiriamos pagrindinė ir silpnoji s proceso komponentės. Pagrindinė komponentė gamina elementus, sunkesnius nei Sr ir Y iki pat Pb mažo metalingumo žvaigždėse (daugiausia asimptotinėje milžinių šakoje). Puikią to apžvalgą galima rastiScience žurnale . Silpnesnioji s proceso komponentė sintezuoja elementus nuo geležies iki Sr ir Y. Ji daugiausiai vyksta He ir C degimo masyviose žvaigždėse pabaigoje. Šios žvaigždės tampa supernovomis ir išbarsto s proceso elementus tarpžvaigždinėje erdvėje.
Matematiškai s procesas aprašomas lokalių aproksimacijų būdu (tariama, kad neutronų srautas yra pastovus, o konkrečių elementų gausa yra atvirkščiai proporcinga jų neutronų pagavimo skerspjūviams).
Kadangi s procesui pakanka gana mažų neutronų srautų (105 to 1011 neutronų į cm² per sekundę eilės), šis procesas negali sukurti tokių radioaktyvių elementų kaip toris ar Uranas. Paskutiniosios (ciklinės) reakcijos yra:
209Bi + n0 → 210Bi + γ
210Bi → 210Po + β-
210Po → 206Pb + α
Švinas-206 pagauna tris neutronus, pagamina švinas-209, kuris beta skilimo būdu skyla į Bi-209. Ir tuo būdu ciklas užsidaro.
Stardust s proceso tyrimai
Tarpžvaigždinės dulkės yra viena iš kosminių dulkių komponenčių. Atskiros dulkelės iš ankstesnių žvaigždžių gali būti randamos meteorituose. Tarpžvaigždinių dulkelių izotopinė sudėtis labai skiriasi nuo vidutinio elementų paplitimo Saulės sistemoje. Silicio karbido (SiC) dulkelės kondensuojasi asimptotinės milžinių šakos žvaigždėse. Kadangi jos yra pagrindinė vieta, kur vyksta s procesas, bet kokie sunkesni elementai, esantys SiC dulkelėse yra s proceso elementai. Taip, pvz., aptikta, kad kriptono ir ksenono izotopų gausa keičiasi su laiku arba nuo žvaigždės prie žvaigždės ir, greičiausiai, priklauso nuo neutronų srauto ir temperatūrų.
Šaltiniai
- E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler and F. Hoyle (1957). „Synthesis of Elements in Stars“. REVIEWS OF MODERN PHYSICS. 29: 547.
{{cite journal}}: CS1 priežiūra: multiple names: authors list (link) - D. D. Clayton (1961). „Neutron capture chains in heavy-element sysnthesis“. ANNALS OF PHYSICS. 12: 331–408.
- R. L. Macklin and J. H. Gibbons (1965). „Neutron Cross Sections for the s Process“. REVIEWS OF MODERN PHYSICS. 37: 166.
- F. Kaeppeler, H. Beer, K. Wishak, D. D. Clayton, R. L. Macklin and R. A. Ward (1982). „s Process Studies in Light of New Experimental Cross Sections“. ASTROPHYSICAL JOURNAL. 257: 821–846.
{{cite journal}}: CS1 priežiūra: multiple names: authors list (link) - a. Boothroyd (2006). „Heavy elements in stars“. SCIENCE. 314: 1690–91.
- D. D. Clayton and L. R. Nittler (2004). „Astrohysics with Presolar Stardust“. ANNUAL REVIEWS OF ASTRONOMY AND ASTROPHYSICS. 42: 39–78.
- D. D. Clayton and L. R. Nittler (2004). „Astrohysics with Presolar Stardust“. ANNUAL REVIEWS OF ASTRONOMY AND ASTROPHYSICS. 42: 39–78.
Autorius: www.NiNa.Az
Išleidimo data:
vikipedija, wiki, lietuvos, knyga, knygos, biblioteka, straipsnis, skaityti, atsisiųsti, nemokamai atsisiųsti, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, pictu, mobilusis, porn, telefonas, android, iOS, apple, mobile telefl, samsung, iPhone, xiomi, xiaomi, redmi, pornografija, honor, oppo, Nokia, Sonya, mi, pc, web, kompiuteris, Informacija apie S procesas, Kas yra S procesas? Ką reiškia S procesas?
Branduoliniai procesaiRadioaktyvumas Beta skilimas Alfa skilimasBranduolio dalijimasisBranduoliu salaja Protonu ciklas CNO ciklas Triju alfa daleliu procesas Alfa procesas Anglies degimo procesas Neono degimo procesas Deguonies degimo procesas Silicio degimo procesas Neutrono pagavimas R procesas S procesasDidziojo sprogimo branduoliu sinteze S procesas arba letas branduoliu sintezes procesas kuris vyksta esant mazam neutronu tankiui ir vidutinems temperaturoms zvaigzdese Atomu branduoliai pagauna uzgrobia neutronus gana letai palyginus su beta skilimo greiciu Stabilus izotopas pagauna neutrona ir susidares radioaktyvus izotopas speja skilti beta skilimo budu dar iki tol kol branduolys pagaus nauja neutrona Sio proceso metu gaminami stabilus izotopai isilgai stabilumo slenio S proceso metu pagaminama apie puse elementu sunkesniu nei gelezis todel jis vaidina svarbu vaidmenį galaktikos chemineje evoliucijoje S procesas skiriasi nuo r proceso kurio metu neutronai uzgrobiami didesniu greiciu nei vyksta beta skilimo procesas Sis straipsnis turi paveiksleliu su terminais kita kalba Jei galite isverskite arba pakeiskite lietuviskais Tik tada bus galima istrinti sį pranesima IstorijaS proceso reikalingumas buvo matyti is sunkesniuju elementu paplitimo and darbai 1956 1957 apzvalginiame staripsnyje buvo paskelbta lentele paskirstanti izotopus tarp r ir s procesu Taip pat ten buvo teigiama kad s procesas vyksta raudonosiose milzinese Taciau sunkiuju elementu pagaminimo is gelezies gubrio elementu modeliai nebuvo sukurti iki 1961 metu D Kleitono darbo Sis darbas parode kad padidintos bario gausos raudonosiose milzinese gali atsirasti is gelezies gubrio branduoliu jei tik neutronu srautas yra pakankamai didelis Gelezies branduoliu skaicius turetu mazeti didejant neutronu srautui Siame darbe taip pat buvo parodyta kad neutronu uzgrobimo skerspjuvio ir elementu gausos sandauga nera monotoniskai mazejanti kreive bet is tiesu turi sudetinga seklumu ir skardziu struktura Eile Kleitono Clayton straipsniu astuntame desimtmetyje pagrįstu prielaida apie eksponentinį neutronu srauto mazejima priklausomai nuo gelezies branduoliu skaiciaus tapo standartiniu s proceso modeliu Neutonu pagavimo skersmenis matavo Oak Ridge National Lab 1965 ir Karlsruhe Nuclear Physics Center 1982 Tai padejo tvirtus pagrindus s proceso teorijai S procesas zvaigzdeseManoma kad s procesas daugiausiai vyksta zvaigzdese Jei r procesas vyksta tik kelias sekundes supernovu sprogimo metu tai s procesas vyksta tukstancius metu Sunkiuju izotopu gamybos mastai priklauso neutronu gamybos greicio ir gelezies kiekio zvaigzdeje Pagrindines reakcijos neutronu srauto saltinis zvaigzdese yra 13C a 16O n 22Ne a 25Mg n S procesas tarp Ag ir Sb Yra isskiriamos pagrindine ir silpnoji s proceso komponentes Pagrindine komponente gamina elementus sunkesnius nei Sr ir Y iki pat Pb mazo metalingumo zvaigzdese daugiausia asimptotineje milziniu sakoje Puikia to apzvalga galima rastiScience zurnale Silpnesnioji s proceso komponente sintezuoja elementus nuo gelezies iki Sr ir Y Ji daugiausiai vyksta He ir C degimo masyviose zvaigzdese pabaigoje Sios zvaigzdes tampa supernovomis ir isbarsto s proceso elementus tarpzvaigzdineje erdveje Matematiskai s procesas aprasomas lokaliu aproksimaciju budu tariama kad neutronu srautas yra pastovus o konkreciu elementu gausa yra atvirksciai proporcinga ju neutronu pagavimo skerspjuviams Kadangi s procesui pakanka gana mazu neutronu srautu 105 to 1011 neutronu į cm per sekunde eiles sis procesas negali sukurti tokiu radioaktyviu elementu kaip toris ar Uranas Paskutiniosios ciklines reakcijos yra 209Bi n0 210Bi g 210Bi 210Po b 210Po 206Pb a Svinas 206 pagauna tris neutronus pagamina svinas 209 kuris beta skilimo budu skyla į Bi 209 Ir tuo budu ciklas uzsidaro Stardust s proceso tyrimaiTarpzvaigzdines dulkes yra viena is kosminiu dulkiu komponenciu Atskiros dulkeles is ankstesniu zvaigzdziu gali buti randamos meteorituose Tarpzvaigzdiniu dulkeliu izotopine sudetis labai skiriasi nuo vidutinio elementu paplitimo Saules sistemoje Silicio karbido SiC dulkeles kondensuojasi asimptotines milziniu sakos zvaigzdese Kadangi jos yra pagrindine vieta kur vyksta s procesas bet kokie sunkesni elementai esantys SiC dulkelese yra s proceso elementai Taip pvz aptikta kad kriptono ir ksenono izotopu gausa keiciasi su laiku arba nuo zvaigzdes prie zvaigzdes ir greiciausiai priklauso nuo neutronu srauto ir temperaturu SaltiniaiE M Burbidge G R Burbidge W A Fowler and F Hoyle 1957 Synthesis of Elements in Stars REVIEWS OF MODERN PHYSICS 29 547 a href wiki C5 A0ablonas Cite journal title Sablonas Cite journal cite journal a CS1 prieziura multiple names authors list link D D Clayton 1961 Neutron capture chains in heavy element sysnthesis ANNALS OF PHYSICS 12 331 408 R L Macklin and J H Gibbons 1965 Neutron Cross Sections for the s Process REVIEWS OF MODERN PHYSICS 37 166 F Kaeppeler H Beer K Wishak D D Clayton R L Macklin and R A Ward 1982 s Process Studies in Light of New Experimental Cross Sections ASTROPHYSICAL JOURNAL 257 821 846 a href wiki C5 A0ablonas Cite journal title Sablonas Cite journal cite journal a CS1 prieziura multiple names authors list link a Boothroyd 2006 Heavy elements in stars SCIENCE 314 1690 91 D D Clayton and L R Nittler 2004 Astrohysics with Presolar Stardust ANNUAL REVIEWS OF ASTRONOMY AND ASTROPHYSICS 42 39 78 D D Clayton and L R Nittler 2004 Astrohysics with Presolar Stardust ANNUAL REVIEWS OF ASTRONOMY AND ASTROPHYSICS 42 39 78