عملية-s

عملية التقاط النيوترونات البطيئة ، أو عملية s ، هي سلسلة من التفاعلات في الفيزياء الفلكية النووية تحدث في النجوم، وخاصة النجوم العملاقة الفرعية المقاربة . عملية s مسؤولة عن إنشاء ( تخليق نووي ) ما يقرب من نصف النوى الذرية الأثقل من الحديد .

في عملية s ، تخضع نواة البذرة لالتقاط النيوترون لتكوين نظير بكتلة ذرية أعلى . إذا كان النظير الجديد مستقرًا ، يمكن أن تحدث سلسلة من الزيادات في الكتلة، ولكن إذا كان غير مستقر ، فسيحدث تحلل بيتا ، مما ينتج عنه عنصر من العدد الذري الأعلى التالي . تكون العملية بطيئة (ومن هنا جاءت التسمية) بمعنى أنه يوجد وقت كافٍ لحدوث هذا التحلل الإشعاعي قبل التقاط نيوترون آخر. تنتج سلسلة من هذه التفاعلات نظائر مستقرة عن طريق التحرك على طول وادي نظائر تحلل بيتا المستقرة في جدول النويدات .

يمكن إنتاج مجموعة من العناصر والنظائر بواسطة عملية s ، وذلك بسبب تدخل خطوات تحلل ألفا على طول سلسلة التفاعل. تعتمد الوفرة النسبية للعناصر والنظائر المنتجة على مصدر النيوترونات وكيفية تغير تدفقها بمرور الوقت. ينتهي كل فرع من فروع سلسلة تفاعل عملية s في النهاية بدورة تتضمن الرصاص والبزموت والبولونيوم .

تتناقض عملية s مع عملية r ، حيث تكون عمليات التقاط النيوترونات المتعاقبة سريعة : تحدث بشكل أسرع من حدوث تحلل بيتا. تهيمن عملية r في البيئات ذات التدفقات الأعلى من النيوترونات الحرة ؛ فهي تنتج عناصر أثقل ونظائر أكثر ثراءً بالنيوترونات من عملية s . تشكل العمليتان معًا معظم الوفرة النسبية للعناصر الكيميائية الأثقل من الحديد.

وقد تبين أن عملية s مطلوبة من الوفرة النسبية لنظائر العناصر الثقيلة ومن جدول الوفرة الذي نشره هانز سوس وهارولد يوري حديثًا في عام 1956. ^[1] ومن بين أمور أخرى، أظهرت هذه البيانات ذروات الوفرة للسترونشيوم والباريوم والرصاص ، والتي ، وفقًا لميكانيكا الكم ونموذج الغلاف النووي ، هي أنوية مستقرة بشكل خاص، تمامًا مثل الغازات النبيلة الخاملة كيميائيًا . وهذا يعني أن بعض النوى الوفيرة يجب أن تنشأ عن طريق التقاط النيوترونات البطيئة ، وكان الأمر يتعلق فقط بتحديد كيفية تفسير النوى الأخرى من خلال مثل هذه العملية. نُشر جدول يقسم النظائر الثقيلة بين عملية s وعملية r في ورقة مراجعة B ² FH الشهيرة في عام 1957. ^[2] وهناك قيل أيضًا أن عملية s تحدث في النجوم العملاقة الحمراء . في حالة توضيحية بشكل خاص، تم اكتشاف عنصر التكنيشيوم ، الذي يبلغ أطول عمر نصف له 4.2 مليون سنة، في النجوم من النوع s وM وN في عام 1952 ^{[3] [4]} بواسطة بول دبليو ميريل . ^{[5] [6]} ونظرًا لأن هذه النجوم كان يُعتقد أن عمرها مليارات السنين، فقد تم اعتبار وجود التكنيشيوم في غلافها الجوي الخارجي دليلاً على إنشائه حديثًا هناك، وربما لا يرتبط بالاندماج النووي في الجزء الداخلي العميق من النجم الذي يوفر طاقته.

لم يتم توفير نموذج قابل للحساب لإنشاء النظائر الثقيلة من نوى بذرة الحديد بطريقة تعتمد على الوقت حتى عام 1961. ^[7] أظهر هذا العمل أن الوفرة الكبيرة من الباريوم التي لاحظها علماء الفلك في بعض النجوم العملاقة الحمراء يمكن إنشاؤها من نوى بذرة الحديد إذا كان إجمالي تدفق النيوترونات (عدد النيوترونات لكل وحدة مساحة) مناسبًا. كما أظهر أنه لا توجد قيمة واحدة لتدفق النيوترونات يمكن أن تفسر وفرة عملية s المرصودة ، ولكن هناك حاجة إلى نطاق واسع. يجب أن تنخفض أعداد نوى بذرة الحديد التي تعرضت لتدفق معين مع ازدياد قوة التدفق. أظهر هذا العمل أيضًا أن منحنى حاصل ضرب مقطع التقاط النيوترون في الوفرة ليس منحنى هبوط سلس، كما رسمه B ² FH ، بل له بنية حافة-هاوية . سلسلة من الأوراق البحثية ^{[8] [9] [10] [11] [12] [13] التي نشرها} دونالد د. كلايتون في سبعينيات القرن العشرين باستخدام تدفق نيوتروني متناقص بشكل كبير كدالة لعدد بذور الحديد المعرضة أصبحت النموذج القياسي لعملية s وظلت كذلك حتى أصبحت تفاصيل التخليق النووي لنجم AGB متقدمة بما يكفي بحيث أصبحت نموذجًا قياسيًا لتكوين عنصر عملية s استنادًا إلى نماذج البنية النجمية. تم الإبلاغ عن سلسلة مهمة من قياسات المقاطع العرضية لالتقاط النيوترون من مختبر أوك ريدج الوطني في عام 1965 ^[14] ومن قبل مركز كارلسروه للفيزياء النووية في عام 1982 ^[15] وبعد ذلك، وضعت هذه عملية s على الأساس الكمي الثابت الذي تتمتع به اليوم. ^{[ بحاجة لمصدر ]}

يُعتقد أن عملية s تحدث غالبًا في النجوم الفرعية العملاقة المقاربة ، والتي تزرعها نوى الحديد التي خلفتها المستعرات العظمى خلال جيل سابق من النجوم. وعلى النقيض من عملية r التي يُعتقد أنها تحدث على مدى فترات زمنية تصل إلى ثوانٍ في البيئات المتفجرة، يُعتقد أن عملية s تحدث على مدى فترات زمنية تصل إلى آلاف السنين، وتمر عقود بين التقاط النيوترونات. إن مدى تحرك عملية s للعناصر في مخطط النظائر إلى أعداد كتلة أعلى يتحدد بشكل أساسي من خلال الدرجة التي يكون بها النجم المعني قادرًا على إنتاج النيوترونات . كما يتناسب العائد الكمي مع كمية الحديد في توزيع الوفرة الأولية للنجم. الحديد هو "المادة الأولية" (أو البذرة) لتسلسل التقاط النيوترونات - تحلل بيتا ناقص لتوليف عناصر جديدة. ^[16]

التفاعلات الرئيسية لمصدر النيوترون هي:

13 6ج	+	4 2هو	→	16 8ا	+	ن
22 10ني	+	4 2هو	→	25 12ملغ	+	ن

يُميز أحد المكونات الرئيسية والمكون الضعيف لعملية s . ينتج المكون الرئيسي عناصر ثقيلة تتجاوز Sr و Y ، وحتى Pb في النجوم ذات أدنى نسبة معدنية. مواقع إنتاج المكون الرئيسي هي نجوم فرعية عملاقة مقاربة منخفضة الكتلة. ^[17] يعتمد المكون الرئيسي على مصدر نيوترون ¹³ C أعلاه. ^[18] من ناحية أخرى، يقوم المكون الضعيف لعملية s بتصنيع نظائر عملية s للعناصر من نوى بذور مجموعة الحديد إلى ⁵⁸ Fe وحتى Sr و Y، ويحدث في نهاية احتراق الهيليوم والكربون في النجوم الضخمة. يستخدم في المقام الأول مصدر النيوترون ²² Ne. ستصبح هذه النجوم مستعرات أعظم عند وفاتها وتقذف نظائر عملية s هذه في الغاز بين النجوم.

يتم تقريب عملية s أحيانًا على منطقة كتلة صغيرة باستخدام ما يسمى "التقريب المحلي"، حيث تكون نسبة الوفرة متناسبة عكسيًا مع نسبة المقاطع العرضية لالتقاط النيوترونات للنظائر القريبة على مسار عملية s . هذا التقريب - كما يشير الاسم - صالح محليًا فقط، أي للنظائر ذات أعداد الكتلة القريبة، ولكنه غير صالح عند الأعداد السحرية حيث يهيمن هيكل الحافة-الهاوية.

نظرًا لانخفاض تدفقات النيوترونات نسبيًا المتوقع حدوثها أثناء عملية s (في حدود 10 ⁵ إلى 10 ¹¹ نيوترون لكل سم ² في الثانية)، فإن هذه العملية لا تمتلك القدرة على إنتاج أي من النظائر المشعة الثقيلة مثل الثوريوم أو اليورانيوم . الدورة التي تنهي عملية s هي:

²⁰⁹
بي
يلتقط النيوترون، وينتج²¹⁰
بي
، الذي يتحلل إلى²¹⁰
بو
بواسطة اضمحلال β ⁻ .²¹⁰
بو
بدوره يتحلل إلى²⁰⁶
الرصاص
بواسطة تحلل ألفا :

209 83بي	+	ن	→	210 83بي	+	غاما
210 83بي			→	210 84بو	+	هـ-	+	ن هـ
210 84بو			→	206 82الرصاص	+	4 2هو

²⁰⁶
الرصاص
ثم يلتقط ثلاثة نيوترونات، مما ينتج²⁰⁹
الرصاص
، الذي يتحلل إلى²⁰⁹
بي
عن طريق اضمحلال β ⁻ ، إعادة بدء الدورة:

206 82الرصاص	+	3  ن	→	209 82الرصاص
209 82الرصاص			→	209 83بي	+	هـ-	+	ن هـ

النتيجة الصافية لهذه الدورة هي أن 4 نيوترونات تتحول إلى جسيم ألفا واحد ، وإلكترونين ، ونيوترينوين مضادين للإلكترون ، وإشعاع جاما :

4  ن

→

4 2هو

+

2  هـ-

+

2  ن هـ

+

غاما

وتنتهي العملية بالتالي بعنصر البزموت، وهو أثقل العناصر "المستقرة"، والبولونيوم، وهو أول عنصر غير بدائي بعد البزموت. والواقع أن البزموت مشع قليلاً، ولكن نصف عمره طويل للغاية ـ مليار مرة عمر الكون الحالي ـ بحيث يظل مستقراً فعلياً طيلة عمر أي نجم موجود. أما البولونيوم 210 ، فيتحلل بنصف عمر يبلغ 138 يوماً إلى عنصر الرصاص 206 المستقر .

الغبار النجمي هو أحد مكونات الغبار الكوني . الغبار النجمي هو حبيبات صلبة فردية تكثفت أثناء فقدان الكتلة من نجوم مختلفة ميتة منذ زمن طويل. كان الغبار النجمي موجودًا في جميع أنحاء الغاز بين النجوم قبل ولادة النظام الشمسي وكان محاصرًا في النيازك عندما تجمعت من المادة بين النجوم الموجودة في قرص تراكم الكواكب في النظام الشمسي المبكر. اليوم تم العثور عليها في النيازك، حيث تم الحفاظ عليها. يشير علماء النيازك عادة إليها باسم حبيبات ما قبل المجموعة الشمسية . تتكون الحبيبات المخصبة بعملية s في الغالب من كربيد السيليكون (SiC). تم إثبات أصل هذه الحبيبات من خلال القياسات المعملية لنسب وفرة النظائر غير العادية للغاية داخل الحبيبات. تم إجراء أول اكتشاف تجريبي لنظائر زينون عملية s في عام 1978، ^[19] مما يؤكد التوقعات السابقة بأن نظائر عملية s ستكون غنية، نقية تقريبًا، في غبار النجوم من النجوم العملاقة الحمراء. ^[20] أطلقت هذه الاكتشافات رؤى جديدة في الفيزياء الفلكية وفي أصل النيازك في النظام الشمسي. ^[21] تتكثف حبيبات كربيد السيليكون (SiC) في أجواء نجوم AGB وبالتالي تحبس نسب الوفرة النظيرية كما كانت موجودة في ذلك النجم. نظرًا لأن نجوم AGB هي الموقع الرئيسي لعملية s في المجرة، فإن العناصر الثقيلة في حبيبات SiC تحتوي على نظائر عملية s نقية تقريبًا في عناصر أثقل من الحديد. تم إثبات هذه الحقيقة مرارًا وتكرارًا من خلال دراسات مطياف الكتلة الأيونية المتناثرة لهذه الحبيبات النجمية قبل المجموعة الشمسية . ^[21] أظهرت العديد من النتائج المدهشة أن نسبة وفرة عملية s وعملية r داخلها تختلف إلى حد ما عن تلك التي كانت تُفترض سابقًا. وقد ثبت أيضًا باستخدام نظائر الكريبتون والزينون المحاصرة أن وفرة عملية s في أجواء نجوم AGB تتغير بمرور الوقت أو من نجم إلى آخر، وربما بسبب قوة تدفق النيوترونات في ذلك النجم أو ربما بسبب درجة الحرارة. وهذا يمثل أحدث ما توصلت إليه دراسات عملية s في العقد الأول من القرن الحادي والعشرين.