S-過程：修订间差异 - 求闻百科，共笔求闻

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第1行：

'''S-过程'''，或称为[[中子捕获|慢中子]]捕获过程，是发生在相对来说中子密度较低和温度中等条件下的[[恒星]]进行[[核合成]]过程。在这样的条件下，原子的[[原子核|核心]]进行[[中子捕获]]的速率相较之下就低于[[β衰变|β负衰变]]。稳定的同位素捕获中子；但是放射性同位素在另一次中子捕获前就先衰变成为稳定的子核，这样经由[[β稳定]]的过程，使同位素沿著[[同位素列表]]的槽线移动。S-过程大约创造了另一半[[重元素|比铁重的元素]]，因此在[[化学演化|星系化学演化]]中扮演著很重要的角色。S-过程与更快速的[[r-过程]]中子捕获不同的是它的低速率。

'''S-过程'''，或称为[[中子捕获|慢中子]]捕获过程，是发生在相对来说中子密度较低和温度中等条件下的[[恒星]]进行[[核合成]]过程。在这样的条件下，原子的[[原子核|核心]]进行[[中子捕获]]的速率相较之下就低于[[β衰变|β负衰变]]。稳定的同位素捕获中子；但是放射性同位素在另一次中子捕获前就先衰变成为稳定的子核，这样经由[[β稳定]]的过程，使同位素沿著[[同位素列表]]的槽线移动。S-过程大约创造了另一半[[重元素|比铁重的元素]]，因此在[[化学演化|星系化学演化]]中扮演著很重要的角色。S-过程与更快速的[[r-過程|r-过程]]中子捕获不同的是它的低速率。

== 历史 ==

'''S-过程'''似乎必须从重元素的同位素相对丰度和在1956年由{{tsl|en|Hans Suess}}和[[哈罗德·尤里]]重新印制的[[化学元素丰度表]]来观察，尤其是[[鍶]]、[[鋇]]、和[[鉛]]这三种元素丰度的峰值。根据[[量子力学]]和[[壳层模型]]，这三种是特别稳定的核子，行为很像[[稀有气体|惰性气体]]，在化学上是[[无活性的]]。这暗示了有些含量丰富的核子必须经由慢[[中子捕获]]来创造，并且也只能估算哪些核子可以经历这样的过程。回顾1957年，即有一篇现称为[[B2FH|B2FH]]的论文提出了S-过程和[[R-过程]]的分攤表<ref>{{cite journal

'''S-过程'''似乎必须从重元素的同位素相对丰度和在1956年由{{tsl|en|Hans Suess}}和[[哈罗德·尤里]]重新印制的[[化学元素丰度表]]来观察，尤其是[[鍶]]、[[鋇]]、和[[鉛]]这三种元素丰度的峰值。根据[[量子力学]]和[[壳层模型]]，这三种是特别稳定的核子，行为很像[[稀有气体|惰性气体]]，在化学上是[[无活性的]]。这暗示了有些含量丰富的核子必须经由慢[[中子捕获]]来创造，并且也只能估算哪些核子可以经历这样的过程。回顾1957年，即有一篇现称为[[B2FH|B2FH]]的论文提出了S-过程和[[R-過程|R-过程]]的分攤表<ref>{{cite journal

| title= Synthesis of the Elements in Stars

| author= E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle

第10行：

| pages= 547-650

| year= 1957

| doi= 10.1103/RevModPhys.29.547}}</ref>，也认为S-过程会在[[红巨星]]内发生。但是，直到1961年才有计算的模型指出，无论在任何时间要创造出比铁重的元素，都要以铁为种核。<ref>{{cite journal

| doi= 10.1103/RevModPhys.29.547}}</ref>，也认为S-过程会在[[紅巨星|红巨星]]内发生。但是，直到1961年才有计算的模型指出，无论在任何时间要创造出比铁重的元素，都要以铁为种核。<ref>{{cite journal

| author= D. D. Clayton, W. A. Fowler, T. E. Hull, B. A. Zimmerman

| title = Neutron capture chains in heavy element synthesis

第18行：

| year= 1961

| pages= 331-408

| doi= 10.1016/0003-4916(61)90067-7}}</ref>这件工作显示，天文学家在某些红巨星观察到异常丰度的鋇，如果中子的累积通量（每单位区间内中子的数量）适当的话，可能是以铁为种核产生的。它也显示唯一的累积通量不可能说明观测到的s-过程丰度，但是大范围的累积通量是必须的，铁的种核暴露在特定累积通量下的数量必须随着中子强度的增加而減少。这项工作也显示，中子捕获的截面积相对于丰度不是平滑的下降曲线，而是有着''悬崖绝壁''的构造。在1970年代，克莱顿在以指数下降的中子累积通量做为铁种核的函数为基础的假设下，这样的结果被当成S-过程的标準模型，并维持到对[[渐近巨星分支]]（AGB）的核合成有了詳細的了解，获得足够的进展，才成为建立在恒星结构模型上的标準模型。

| doi= 10.1016/0003-4916(61)90067-7}}</ref>这件工作显示，天文学家在某些红巨星观察到异常丰度的鋇，如果中子的累积通量（每单位区间内中子的数量）适当的话，可能是以铁为种核产生的。它也显示唯一的累积通量不可能说明观测到的s-过程丰度，但是大范围的累积通量是必须的，铁的种核暴露在特定累积通量下的数量必须随着中子强度的增加而減少。这项工作也显示，中子捕获的截面积相对于丰度不是平滑的下降曲线，而是有着''悬崖绝壁''的构造。在1970年代，克莱顿在以指数下降的中子累积通量作为铁种核的函数为基础的假设下，这样的结果被当成S-过程的标準模型，并维持到对[[渐近巨星分支]]（AGB）的核合成有了詳細的了解，获得足够的进展，才成为建立在恒星结构模型上的标準模型。

1965年，来自橡树岭国家实验室一系列有关中子捕获截面积测量的重要报告<ref>{{cite journal

| author= R. L. Macklin, J. H. Gibbons

第41行：

== 恒星中的S-过程 ==

S-过程被认为能发生在大部分的[[渐近巨星分支]]恒星；相对的，R-过程被认为发生在超新星爆炸环境的最初几秒钟内，而S-过程在这样的环境下可以持续进行数千年。S-过程在同位素图上使[[质量数]]的增加，根本上取決于恒星能产生的[[中子]]数量，以及起初开始时铁元素在恒星内丰度的分布。[[铁]]是系列的[[中子捕获]]或是[[β负衰变]]合成新元素的原始材料（或是种子）。

S-过程被认为能发生在大部分的[[渐近巨星分支]]恒星；相对的，R-过程被认为发生在超新星爆炸环境的最初几秒钟内，而S-过程在这样的环境下可以持续进行数千年。S-过程在同位素图上使[[質量數|质量数]]的增加，根本上取決于恒星能产生的[[中子]]数量，以及起初开始时铁元素在恒星内丰度的分布。[[铁]]是系列的[[中子捕获]]或是[[β负衰变]]合成新元素的原始材料（或是种子）。

主要的中子源反应如下：

13[[碳13|C]] + α → 16[[氧16|~~~~O]] + n

{{font|size= "-1">13[[碳-13|C]] + α → 16</sup|1=[[氧16|}}O]] + n

22[[氖22|Ne]] + α → 25[[鎂25|~~~~Mg]] + n

{{font|size= "-1">22[[氖22|Ne]] + α → 25</sup|1=[[鎂25|}}Mg]] + n

[[File:S-process-elem-Ag-to-Sb.svg|~~缩略图~~|右|400 px| S-过程在[[银|Ag]]到[[锑|Sb]]的范围内的行为。]]

主要的和微弱的S-过程有一个明显的区别。主要的成分导致低金属量恒星的[[鍶|Sr]]和[[釔|Y]]，成为[[鉛|Pb]]，主要成分发生的场所在低质量的[[渐近巨星分支]]恒星。一篇发表在''Science''杂志上的简短而精彩的文章，讨论和说明了两颗在AGB阶段的中子源如何经营之间复杂的脉动周期。<ref>{{cite journal

第64行：

S-过程经常使用数学上所谓的局部近似来处理，建立在恒星内的中子流量是常数的假设下，先假设一个元素自然丰度的理论模型，所以丰度的比率与产生不同的同位素中子捕获截面积比率是相反的。这种局部近似－如同名称所显示的－只是局部的有效，意为著多数的同味素有着相同的原子量。

因为期待的S-过程发生在相对于低中子的通量（数量级在105至1011中子每公分2</sup~~>~~每秒），这种过程不能产生如[[釷]]或[[鈾]]这样重的放射性同位素。

因为期待的S-过程发生在相对于低中子的通量（数量级在10{{font|size= "-1">5至1011中子每公分2</sup|1=}}每秒），这种过程不能产生如[[釷]]或[[鈾]]这样重的放射性同位素。

S-过程周期终止于：

209[[鉍-209|Bi]] + n0 → 210[[鉍210|~~~~Bi]] + γ

{{font|size= "-1">209[[鉍-209|Bi]] + n0 → 210</sup|1=[[鉍210|}}Bi]] + γ

210Bi → 210[[釙210|Po]] + β-</sup~~>~~

{{font|size= "-1">210Bi → 210[[釙210|Po]] + β-</sup|1=}}

210Po → 206[[鉛206|~~~~Pb]] + α

{{font|size= "-1">210Po → 206</sup|1=[[鉛206|}}Pb]] + α

鉛-206接著捕获3个中子，产生[[鉛209|Pb-209]]，然后由β负衰变成为鉍，重复这个循环。

第92行：

== 参见 ==

* [[β衰变]]

* [[R-过程]]

* [[R-過程|R-过程]]

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-'''S-过程'''，或称为[[中子捕获|慢中子]]捕获过程，是发生在相对来说中子密度较低和温度中等条件下的[[恒星]]进行[[核合成]]过程。在这样的条件下，原子的[[原子核|核心]]进行[[中子捕获]]的速率相较之下就低于[[β衰变|β负衰变]]。稳定的同位素捕获中子；但是放射性同位素在另一次中子捕获前就先衰变成为稳定的子核，这样经由[[β稳定]]的过程，使同位素沿著[[同位素列表]]的槽线移动。S-过程大约创造了另一半[[重元素|比铁重的元素]]，因此在[[化学演化|星系化学演化]]中扮演著很重要的角色。S-过程与更快速的[[r-过程]]中子捕获不同的是它的低速率。
+'''S-过程'''，或称为[[中子捕获|慢中子]]捕获过程，是发生在相对来说中子密度较低和温度中等条件下的[[恒星]]进行[[核合成]]过程。在这样的条件下，原子的[[原子核|核心]]进行[[中子捕获]]的速率相较之下就低于[[β衰变|β负衰变]]。稳定的同位素捕获中子；但是放射性同位素在另一次中子捕获前就先衰变成为稳定的子核，这样经由[[β稳定]]的过程，使同位素沿著[[同位素列表]]的槽线移动。S-过程大约创造了另一半[[重元素|比铁重的元素]]，因此在[[化学演化|星系化学演化]]中扮演著很重要的角色。S-过程与更快速的[[r-過程|r-过程]]中子捕获不同的是它的低速率。
 == 历史 ==
-'''S-过程'''似乎必须从重元素的同位素相对丰度和在1956年由{{tsl|en|Hans Suess}}和[[哈罗德·尤里]]重新印制的[[化学元素丰度表]]来观察，尤其是[[鍶]]、[[鋇]]、和[[鉛]]这三种元素丰度的峰值。根据[[量子力学]]和[[壳层模型]]，这三种是特别稳定的核子，行为很像[[稀有气体|惰性气体]]，在化学上是[[无活性的]]。这暗示了有些含量丰富的核子必须经由慢[[中子捕获]]来创造，并且也只能估算哪些核子可以经历这样的过程。回顾1957年，即有一篇现称为[[B2FH|B<sup>2</sup>FH]]的论文提出了S-过程和[[R-过程]]的分攤表<ref>{{cite journal
+'''S-过程'''似乎必须从重元素的同位素相对丰度和在1956年由{{tsl|en|Hans Suess}}和[[哈罗德·尤里]]重新印制的[[化学元素丰度表]]来观察，尤其是[[鍶]]、[[鋇]]、和[[鉛]]这三种元素丰度的峰值。根据[[量子力学]]和[[壳层模型]]，这三种是特别稳定的核子，行为很像[[稀有气体|惰性气体]]，在化学上是[[无活性的]]。这暗示了有些含量丰富的核子必须经由慢[[中子捕获]]来创造，并且也只能估算哪些核子可以经历这样的过程。回顾1957年，即有一篇现称为[[B2FH|B<sup>2</sup>FH]]的论文提出了S-过程和[[R-過程|R-过程]]的分攤表<ref>{{cite journal
 | title= Synthesis of the Elements in Stars
 | author= E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle
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 | pages= 547-650
 | year= 1957
-| doi= 10.1103/RevModPhys.29.547}}</ref>，也认为S-过程会在[[红巨星]]内发生。 但是，直到1961年才有计算的模型指出，无论在任何时间要创造出比铁重的元素，都要以铁为种核。<ref>{{cite journal
+| doi= 10.1103/RevModPhys.29.547}}</ref>，也认为S-过程会在[[紅巨星|红巨星]]内发生。 但是，直到1961年才有计算的模型指出，无论在任何时间要创造出比铁重的元素，都要以铁为种核。<ref>{{cite journal
 | author= D. D. Clayton, W. A. Fowler, T. E. Hull, B. A. Zimmerman
 | title = Neutron capture chains in heavy element synthesis
@@ 第18行： / 第18行： @@
 | year= 1961
 | pages= 331-408
-| doi= 10.1016/0003-4916(61)90067-7}}</ref>这件工作显示，天文学家在某些红巨星观察到异常丰度的鋇，如果中子的累积通量（每单位区间内中子的数量）适当的话，可能是以铁为种核产生的。它也显示唯一的累积通量不可能说明观测到的s-过程丰度，但是大范围的累积通量是必须的，铁的种核暴露在特定累积通量下的数量必须随着中子强度的增加而減少。这项工作也显示，中子捕获的截面积相对于丰度不是平滑的下降曲线，而是有着''悬崖绝壁''的构造。在1970年代，克莱顿在以指数下降的中子累积通量做为铁种核的函数为基础的假设下，这样的结果被当成S-过程的标準模型，并维持到对[[渐近巨星分支]]（AGB）的核合成有了詳細的了解，获得足够的进展，才成为建立在恒星结构模型上的标準模型。
+| doi= 10.1016/0003-4916(61)90067-7}}</ref>这件工作显示，天文学家在某些红巨星观察到异常丰度的鋇，如果中子的累积通量（每单位区间内中子的数量）适当的话，可能是以铁为种核产生的。它也显示唯一的累积通量不可能说明观测到的s-过程丰度，但是大范围的累积通量是必须的，铁的种核暴露在特定累积通量下的数量必须随着中子强度的增加而減少。这项工作也显示，中子捕获的截面积相对于丰度不是平滑的下降曲线，而是有着''悬崖绝壁''的构造。在1970年代，克莱顿在以指数下降的中子累积通量作为铁种核的函数为基础的假设下，这样的结果被当成S-过程的标準模型，并维持到对[[渐近巨星分支]]（AGB）的核合成有了詳細的了解，获得足够的进展，才成为建立在恒星结构模型上的标準模型。
 年，来自橡树岭国家实验室一系列有关中子捕获截面积测量的重要报告<ref>{{cite journal
 | author= R. L. Macklin, J. H. Gibbons
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 == 恒星中的S-过程 ==
-S-过程被认为能发生在大部分的[[渐近巨星分支]]恒星；相对的，R-过程被认为发生在超新星爆炸环境的最初几秒钟内，而S-过程在这样的环境下可以持续进行数千年。S-过程在同位素图上使[[质量数]]的增加，根本上取決于恒星能产生的[[中子]]数量，以及起初开始时铁元素在恒星内丰度的分布。[[铁]]是系列的[[中子捕获]]或是[[β负衰变]]合成新元素的原始材料（或是种子）。
+S-过程被认为能发生在大部分的[[渐近巨星分支]]恒星；相对的，R-过程被认为发生在超新星爆炸环境的最初几秒钟内，而S-过程在这样的环境下可以持续进行数千年。S-过程在同位素图上使[[質量數|质量数]]的增加，根本上取決于恒星能产生的[[中子]]数量，以及起初开始时铁元素在恒星内丰度的分布。[[铁]]是系列的[[中子捕获]]或是[[β负衰变]]合成新元素的原始材料（或是种子）。
 主要的中子源反应如下：
-<font size= "-1"><sup>13</sup>[[碳13|</font>C]] + α → <font size= "-1"><sup>16</sup>[[氧16|</font>O]] + n
+{{font|size= "-1"><sup>13</sup>[[碳-13|</font>C]] + α → <font size= "-1"><sup>16</sup|1=[[氧16|}}O]] + n
-<font size= "-1"><sup>22</sup>[[氖22|</font>Ne]] + α → <font size= "-1"><sup>25</sup>[[鎂25|</font>Mg]] + n
+{{font|size= "-1"><sup>22</sup>[[氖22|</font>Ne]] + α → <font size= "-1"><sup>25</sup|1=[[鎂25|}}Mg]] + n
-[[File:S-process-elem-Ag-to-Sb.svg|缩略图|右|400 px| S-过程在[[银|Ag]]到[[锑|Sb]]的范围内的行为。]]
+[[File:S-process-elem-Ag-to-Sb.svg|thumb|right|400 px| S-过程在[[銀|Ag]]到[[锑|Sb]]的范围内的行为。]]
 主要的和微弱的S-过程有一个明显的区别。主要的成分导致低金属量恒星的[[鍶|Sr]]和[[釔|Y]]，成为[[鉛|Pb]]，主要成分发生的场所在低质量的[[渐近巨星分支]]恒星。一篇发表在''Science''杂志上的简短而精彩的文章，讨论和说明了两颗在AGB阶段的中子源如何经营之间复杂的脉动周期。<ref>{{cite journal
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 S-过程经常使用数学上所谓的局部近似来处理，建立在恒星内的中子流量是常数的假设下，先假设一个元素自然丰度的理论模型，所以丰度的比率与产生不同的同位素中子捕获截面积比率是相反的。这种局部近似－如同名称所显示的－只是局部的有效，意为著多数的同味素有着相同的原子量。
-因为期待的S-过程发生在相对于低中子的通量（数量级在10<font size= "-1"><sup>5</sup></font>至10<font size= "-1"><sup>11</sup></font>中子每公分<font size= "-1"><sup>2</sup></font>每秒），这种过程不能产生如[[釷]]或[[鈾]]这样重的放射性同位素。
+因为期待的S-过程发生在相对于低中子的通量（数量级在10{{font|size= "-1"><sup>5</sup></font>至10<font size= "-1"><sup>11</sup></font>中子每公分<font size= "-1"><sup>2</sup|1=}}每秒），这种过程不能产生如[[釷]]或[[鈾]]这样重的放射性同位素。
 S-过程周期终止于：
-<font size= "-1"><sup>209</sup>[[鉍-209|</font>Bi]] + n<font size= "-1"><sup>0</sup></font> → <font size= "-1"><sup>210</sup>[[鉍210|</font>Bi]] + γ
+{{font|size= "-1"><sup>209</sup>[[鉍-209|</font>Bi]] + n<font size= "-1"><sup>0</sup></font> → <font size= "-1"><sup>210</sup|1=[[鉍210|}}Bi]] + γ
-<font size= "-1"><sup>210</sup></font>Bi → <font size= "-1"><sup>210</sup>[[釙210|</font>Po]] + β<font size= "-1"><sup>-</sup></font>
+{{font|size= "-1"><sup>210</sup></font>Bi → <font size= "-1"><sup>210</sup>[[釙210|</font>Po]] + β<font size= "-1"><sup>-</sup|1=}}
-<font size= "-1"><sup>210</sup></font>Po → <font size= "-1"><sup>206</sup>[[鉛206|</font>Pb]] + α
+{{font|size= "-1"><sup>210</sup></font>Po → <font size= "-1"><sup>206</sup|1=[[鉛206|}}Pb]] + α
 鉛-206接著捕获3个中子，产生[[鉛209|Pb-209]]，然后由β负衰变成为鉍，重复这个循环。
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 == 参见 ==
 * [[β衰变]]
-* [[R-过程]]
+* [[R-過程|R-过程]]
 {{原子核物理学}}