S過程
From Wikipedia, the free encyclopedia
s過程は重元素の同位体比や、1956年にハンズ・スースやハロルド・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、バリウム、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デルによると、これらの原子核は、希ガ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、ポール・メリルによりS型、M型、N型の恒星において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デルが示された。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バ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。そして、中性子捕獲の反応断面積は、滑らかに減少するカーブではなく、断崖絶壁構造を取っていることも示した。D.Claytonによる1970年代に発表された論文は、晒される鉄の種核種の数に対して、中性子束の強さが指数関数的に減る仮定を置いており、それが標準的なs過程の模型となり、漸近巨星分枝星の元素合成の詳細が明らかになるまで続いた。中性子捕獲の反応断面積の一連の計測は、オークリッジ国立研究所において1965年と、カールスルーエ原子核研究所で1982年に続いて行われた[5][6]。 これらによって、現在使われているs過程の定量的な基礎が置かれることとなった。
