S過程

s過程（エスかてい）とは

s過程（s-process）は、漸近巨星分枝星内で、恒星の寿命スケールという長い時間をかけて進行する元素合成過程です。この過程は、中性子捕獲によって起こり、原子核が中性子を捕獲した後、次の捕獲までにベータ崩壊するのに十分な時間があります。これにより、核図表のベータ安定線に沿って、安定同位体へと核子が徐々に増加していきます。

s過程の特徴

時間スケール: ゆっくりとした中性子捕獲過程で、r過程のような爆発的な過程とは対照的です。
元素合成: 鉄より重い元素の約半分を生成する重要な役割を担います。
安定同位体: 中性子捕獲とベータ崩壊を繰り返すことで、安定同位体を生成します。

s過程の歴史

s過程の存在は、重元素の同位体比や元素の存在比の研究から明らかになりました。特に、ストロンチウム、バリウム、鉛に存在比のピークがあることが観測され、これらの原子核が中性子閉殻（魔法数）を持つことが判明しました。このことは、これらの元素がゆっくりとした中性子捕獲で作られる必要性を示唆しました。

1957年のB2FH論文では、s過程とr過程によって作られる重元素同位体の表が発表され、s過程が赤色巨星で起こることが示唆されました。1952年には、テクネチウムがS型、M型、N型の恒星で発見され、これらの星で元素が生成されていることの証拠となりました。

1961年には、重元素合成の数値モデルが発表され、赤色巨星におけるバリウムの偏った分布が、中性子束の密度によって説明できることが示されました。また、中性子束の密度は広い範囲に渡っている必要性があることも指摘されました。

1970年代には、中性子束の強さが指数関数的に減るという仮定が導入され、標準的なs過程のモデルが確立されました。その後の研究で、オークリッジ国立研究所やカールスルーエ原子核研究所で中性子捕獲の反応断面積が測定され、s過程の定量的な基礎が築かれました。

核反応

s過程は、漸近巨星分枝星で起こると考えられており、主な中性子源は以下の反応です。

炭素13とヘリウム4の反応:

¹³C + ⁴He → ¹⁶O + n

* ネオン22とヘリウム4の反応:

²²Ne + ⁴He → ²⁵Mg + n


主なs過程は、ストロンチウムやイッ[[トリウム]]を超えて鉛まで行く過程で、低金属量の星で起こります。一方、弱いs過程は、鉄からストロンチウムやイッ[[トリウム]]へ行く過程で、大質量星のヘリウムや炭素燃焼の最後に起こります。

s過程は、中性子束密度が低いため、ウランやトリウムのような放射性元素は生成できません。この過程は、ビスマス209が中性子を捕獲し、ベータ崩壊とアルファ崩壊を繰り返すことで、鉛206になるサイクルによって終わります。最終的に、4つの中性子がヘリウム4、電子2つ、反電子ニュートリノ2つ、ガンマ線に変換されます。


4n -> ⁴He + 2e⁻ + 2ν̄ₑ + γ


この過程は、安定元素であるビスマス209で実質的に終了します。

先太陽系物質中のs過程物質

先太陽系物質は、宇宙塵の中に存在し、隕石中に保存されています。これらの粒子は、太陽系形成以前に死んだ星に由来し、異常な同位体比を持っています。特に、炭化ケイ素の粒子は、漸近巨星分枝星の大気に集まり、星に含まれる同位体を保持しています。質量分析によって、これらの粒子が純粋なs過程同位体であることが確認されています。この研究から、s過程とr過程の比率が従来考えられていたものと異なることや、s過程物質の星の大気中での存在量が、時間や星によって異なることが示唆されています。

これらの発見は、s過程の研究における新たなフロンティアを切り開いています。

まとめ

s過程は、星の進化において重要な役割を果たす元素合成過程であり、その研究は宇宙の化学進化を理解する上で不可欠です。現在も、観測や実験を通じて、s過程のメカニズムや影響範囲についての研究が進められています。

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