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}{\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

Bibliografia

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 .