Weblio辞書辞典>辞書･百科事典>S過程>S過程の1ﾍﾟｰｼﾞ目
S過程とは?
ｳｨｷﾍﾟﾃﾞｨｱ目次へs過程（ｴｽかてい､s-Process）は､漸近巨星分枝星内で､恒星の寿命ｽｹｰﾙの時間で起きる元素合成過程｡中性子捕獲で起きる｡
中性子捕獲の後､次の中性子捕獲をするまでにﾍﾞｰﾀ崩壊する期間が十分あり､核図表のﾍﾞｰﾀ安定線に沿って安定同位体を推移しながら核子が増えていく｡鉄より重い重元素の元素合成過程の半分を占め､元素合成で重要な役割を占める｡
高速な中性子捕獲過程であるr過程との違いは､その時間ｽｹｰﾙである｡目次
1 歴史
2 核反応
3 先太陽系物質中のs過程物質
4 参考文献
s過程は重元素の同位体比や､1956年にﾊﾝｽﾞ･ｽｰｽやﾊﾛﾙﾄﾞ･ﾕｰﾘｰによって発表された元素の存在比の要請から見出された｡
中でもｽﾄﾛﾝﾁｳﾑ､ﾊﾞﾘｳﾑ､鉛に存在比の山があることが見出された｡量子力学とｼｪﾙﾓﾃﾞﾙによると､これらの原子核は､希ｶﾞｽが化学的に不活性であるのと同様に中性子閉殻（魔法数）となっている｡
このことは､いくらかの元素はゆっくりした中性子捕獲で作られないといけないことを示唆しており､他の元素がこのような過程に関わっているのはどの程度かが決定すべき事項となった｡
s過程とr過程で作られる重元素同位体の表は1957年の有名なB2FH論文[1]で発表された｡
また､s過程が赤色巨星で起きていることも議論された｡
特にわかりやすい話では､一番長い同位体の半減期が420万年程のﾃｸﾈﾁｳﾑが､S型 M型 N型の恒星に1952年に発見されたことである[2][3]｡
これらの星は生まれてから数十億年経っており､これが大気中に含まれていると言うことは､星の奥で作られたり､数十億年の星の歴史の初期に作られたわけではなく､その場で作られたと言うことを意味する｡
1961年に発表された論文で[4]､時間に依存した､重元素合成の数値的ﾓﾃﾞﾙが示された｡
この論文では､ある種の赤色巨星に於いて天文学者によって観測されたﾊﾞﾘｳﾑの偏って大きな分布は､中性子束の密度が適切な時に種核種である鉄から出来ると示した｡
また､ある一定の密度の中性子束によっては観測されているS過程元素の分布量を説明することは出来ず､中性子束の密度は広い範囲に渡っていることが必要であることが示された｡
中性子束に晒される鉄の種核種の数はその中性子束が強くなるにしたがって減少する必要がある｡
注目の情報
ﾍﾟｰｼﾞ(1/7)
次ﾍﾟｰｼﾞ≫