Коротко — механизм, условия и наблюдаемые признаки для s- и r-процессов.
1) Физические механизмы
- s‑процесс (slow neutron capture): нейтронные захваты происходят медленнее β‑распадов, путь идёт вдоль «долины стабильности». Нейтроны захватываются по одному, после чего нестабильные ядра успевают β‑распасться к более высокому Z. Основные реакции-источники нейтронов: ${}^{13}\mathrm{C}(\alpha ,n{)}^{16}\mathrm{O}$ и ${}^{22}\mathrm{Ne}(\alpha ,n{)}^{25}\mathrm{Mg}$. Типичные астрофизические источники — интершелл AGB‑звёзд (главный s), иногда в масcивных звёздах (слабый s).
- r‑процесс (rapid neutron capture): нейтронные захваты происходят быстрее β‑распадов, ядра «накачиваются» в очень нейтронно‑богатые области далеко справа от стабильности; после прекращения потока нейтронов следует серия β‑распадов к стабильным изотопам. Возможные сайты — неустойчивые высокоплотные среды: нейтронные звёздные слияния (динамические и дисковые выбросы), экстремальные части коллапса сверхновых; может включать циклы деления тяжёлых ядер (fission cycling).
2) Необходимые условия (приближённые числа)
- s‑процесс:
- плотность нейтронов: $n_n\sim 10^6-10^{11}\mathrm{c}{\mathrm{m}}^{-3}$ (для ${}^{13}\mathrm{C}$ обычно $\sim 10^7-10^8\mathrm{c}{\mathrm{m}}^{-3}$; для ${}^{22}\mathrm{Ne}$ в вспышках — до $\sim 10^{10}-10^{11}\mathrm{c}{\mathrm{m}}^{-3}$).
- температура: $T\sim (0.9-3)\times 10^8\mathrm{K}$ (${}^{13}\mathrm{C}$ работает при $\sim 9\times 10^7\mathrm{K}$, ${}^{22}\mathrm{Ne}$ — при $\gtrsim 2.5\times 10^8\mathrm{K}$).
- характерное время: нейтронный поток длится от месяцев до тысяч лет (сопоставим с временем жизни звёздных термальных пульсаций); захваты медленнее β‑распадов.
- r‑процесс:
- плотность нейтронов: $n_n\gtrsim 10^{20}\mathrm{c}{\mathrm{m}}^{-3}$ (в некоторых сценариях требуются ещё большие значения).
- температура: порядка $T\sim 10^9\mathrm{K}$ (несколько гига‑кельвин) во время нуклеосинтеза; важно также очень низкое отношение электронов к нуклонам $Y_e$ (напр., $Y_e\lesssim 0.25$) и большое отношение нейтронов к «семенам» ($R_{n/s}\gg 1$, часто $\gtrsim 100$ для синтеза актинидов).
- характерное время: потоки нейтронов для основной r‑компоненты — доли секунды до секунд; последующие β‑распады идут дольше.
3) Наблюдаемые спектральные / нуклидные признаки, отличающие вклад
- Элементные индикаторы:
- Eu (европий) почти полностью r‑происхождения в Солнечной системе → сильный индикатор r‑вклада. Часто используют [Eu/Fe].
- Ba, La, Ce, Pb — значительная фракция s‑процесса → маркеры s‑вклада.
- Наличие актинидов (Th, U) указывает на r‑процесс (s‑процесс не производит существенных количеств Th/U).
- Отношения избыточности (часто в логарифмических обозначениях):
- $[Ba/Eu]$: высокое положительное значение → доминирование s; низкое или отрицательное → r‑доминирование.
- $[Sr/Ba]$ и $[Y/Ba]$: соотносят «первый пик» (Sr,Y,Zr) к «второму пику» (Ba,La…); разные r‑каналы и s дают разные соотношения.
- Для классификации r‑обогащённых звёзд используют, например, критерий r‑II: $[Eu/Fe]>+1.0$ и $[Ba/Eu]<0$.
- Нуклидная (изотопная) информация:
- Изотопные доли Ba (доля нечётных изотопов), Eu (отношение ${}^{151}\mathrm{Eu}{/}^{153}\mathrm{Eu}$), Pb‑изотопы и др. измеряются в спектрах (изотопные сдвиги/гипертонкие структуры) или в метеоритных включениях; эти доли различаются для чистого s и чистого r.
- Пиковые структуры в распределении массовых чисел (пики при закрытых нейтронных оболочках $N=50,82,126$) — относительные высоты и сдвиги пиков (r‑пики часто смещены по предшественникам) используются при декомпозиции солнечной комплектности на r/s‑вклады.
- Спектральные линии:
- типичные линейки: Ba II $\lambda =4554\text{A˚}$, Eu II $\lambda =4129\text{A˚}$ (и др.); наличие усиленных линий Eu при слабых Ba указывает на r‑обогащение.
- Наличие линий Th ($\lambda \sim 4019\text{A˚}$) и U ($\lambda \sim 3859\text{A˚}$) в старых звёздах — прямой маркер r‑процесса и даёт возможность радиометрического датирования.
- Галактическая эволюция и временные признаки:
- s‑процесс от низко- и промежуточно‑массовых AGB звёзд проявляется позже в истории галактики (временные задержки ~ сотни Myr–Gyr); r‑процесс (если связан с ранними событиями типа некоторых сверхновых или быстрыми слияниями) может дать раннее обогащение, видимое в очень бедных металличностью звёздах.
- Нахождение «универсального» шаблона r‑обогащённых звёзд для элементов $Z\gtrsim 56$ (совпадение с солнечным r‑остатком) — сильный признак единого r‑механизма для тяжёлых элементов.
4) Дополнительно/практическая диагностика
- Для оценки вклада в составе галактики применяют декомпозицию по наборам индустриальных маркеров: сравнение наблюдаемого шаблона абундансов с модельными s‑ и r‑шаблонами (солнечные r/s‑остатки), использование соотношений [Ba/Eu], [La/Eu], [Pb/hs] (hs — «heavy s»), а также изотопных измерений из пресолярных зерен и метеоритов.
Коротко: s‑процесс — медленные захваты при $n_n\sim 10^6-10^{11}\mathrm{c}{\mathrm{m}}^{-3}$, $T\sim 10^8\mathrm{K}$, источники AGB; r‑процесс — быстрые захваты при $n_n\gtrsim 10^{20}\mathrm{c}{\mathrm{m}}^{-3}$, $T\sim 10^9\mathrm{K}$, источники — нейтронно‑богатые выбросы (NS‑слияния/экстремальные ВС). Диагностика — элементные и изотопные соотношения (особенно [Ba/Eu], [Sr/Ba], Eu, Th, U), профиль пиков масс и специфические спектральные линии.