Cơ chế:
Quá trình s diễn ra khi mật độ neutron tương đối thấp ($10^5$ đến $10^{10}$ neutron/cm$^3$) và nhiệt độ cao (khoảng $10^8$ K). Trong môi trường này, các hạt nhân “hạt giống” (thường là $^{56}$Fe) bắt neutron theo từng bước một. Nếu hạt nhân mới tạo thành ổn định, nó sẽ tiếp tục bắt neutron khác. Nếu hạt nhân mới tạo thành không ổn định (phóng xạ), nó sẽ trải qua phân rã $\beta^-$ (phân rã beta trừ), chuyển đổi một neutron thành proton, trước khi bắt neutron tiếp theo. Do tốc độ bắt neutron chậm hơn so với tốc độ phân rã $\beta^-$, quá trình này được gọi là “chậm”.
Chuỗi phản ứng có thể được biểu diễn như sau:
$^A_ZX_N + n \rightarrow ^{A+1}ZX{N+1}$ (bắt neutron)
$^{A+1}ZX{N+1} \rightarrow ^{A+1}_{Z+1}Y_N + e^- + \bar{\nu}_e$ (phân rã beta trừ, nếu $^{A+1}ZX{N+1}$ không ổn định)
Trong đó:
- $A$ là số khối.
- $Z$ là số hiệu nguyên tử.
- $N$ là số neutron.
- $X$ và $Y$ là ký hiệu của nguyên tố.
- $n$ là neutron.
- $e^-$ là electron.
- $\bar{\nu}_e$ là phản neutrino electron.
Nguồn neutron
Nguồn neutron chính trong quá trình s được cho là từ phản ứng giữa $^{13}$C và $\alpha$ (hạt alpha):
$^{13}\text{C} + \alpha \rightarrow ^{16}\text{O} + n$
Và phản ứng giữa $^{22}$Ne và $\alpha$:
$^{22}\text{Ne} + \alpha \rightarrow ^{25}\text{Mg} + n$
Sản phẩm
Quá trình s tạo ra nhiều đồng vị nặng, đặc biệt là những đồng vị nằm gần “đường ổn định beta“, gồm Sr, Y, Zr, Ba, La, Ce, Pb và Bi. Một số đồng vị đặc trưng được tạo ra chỉ bởi quá trình s, gọi là “đồng vị chỉ thị s” (s-only isotopes), giúp các nhà khoa học nghiên cứu sự đóng góp của quá trình s trong các vật chất thiên văn.
So sánh với quá trình r
Quá trình s khác với quá trình r (rapid neutron capture process – quá trình bắt neutron nhanh). Quá trình r xảy ra trong môi trường có mật độ neutron cực kỳ cao, cho phép hạt nhân bắt nhiều neutron trước khi kịp phân rã $\beta^-$. Do đó, quá trình r tạo ra các nguyên tố nặng hơn và giàu neutron hơn so với quá trình s.
Ý nghĩa
Nghiên cứu quá trình s giúp chúng ta hiểu rõ hơn về sự tiến hóa của các sao và nguồn gốc của các nguyên tố nặng trong vũ trụ. Bằng cách phân tích sự phân bố của các đồng vị được tạo ra bởi quá trình s trong các thiên thạch, các nhà khoa học có thể tái tạo lại lịch sử hình thành của Hệ Mặt Trời và các ngôi sao cổ xưa.
Phân bố đồng vị
Quá trình s tạo ra một đường đặc trưng trên biểu đồ số neutron ($N$) so với số proton ($Z$), được gọi là “đường s-process path“. Đường này nằm gần đường ổn định beta và dịch chuyển dần về phía số neutron cao hơn khi số khối tăng.
Vỏ Pulses trong sao AGB
Trong sao AGB, quá trình s diễn ra theo từng đợt, được gọi là “vỏ pulses” (thermal pulses). Đây là những giai đoạn hoạt động mạnh mẽ trong lớp vỏ heli, nơi nhiệt độ và mật độ neutron tăng cao, tạo điều kiện thuận lợi cho quá trình s diễn ra.
Nguồn Neutron
- Phản ứng $^{13}\text{C}(\alpha,n)^{16}\text{O}$: Đây là nguồn neutron chính trong giai đoạn “interpulse” (giữa các vỏ pulses) trong sao AGB. $^{13}\text{C}$ được tạo ra từ phản ứng bắt proton của $^{12}\text{C}$.
- Phản ứng $^{22}\text{Ne}(\alpha,n)^{25}\text{Mg}$: Phản ứng này đóng vai trò quan trọng trong các vỏ pulses, khi nhiệt độ đủ cao.
Các nhánh của quá trình s (*s-process branchings*)
Tại một số điểm trên đường s-process path, hạt nhân có thể phân rã $\beta^-$ hoặc bắt neutron. Tỷ lệ phân nhánh giữa hai quá trình này phụ thuộc vào mật độ neutron và nhiệt độ, cung cấp thông tin quý giá về điều kiện vật lý bên trong ngôi sao.
Vai trò của quá trình s trong vũ trụ
Quá trình s không chỉ đóng góp vào sự phong phú của các nguyên tố nặng mà còn sản xuất các đồng vị phóng xạ có chu kỳ bán rã dài, như $^{99}\text{Tc}$, được sử dụng để xác định tuổi của các sao và thiên hà.
So sánh với quá trình r
| Đặc điểm | Quá trình s | Quá trình r |
|---|---|---|
| Mật độ neutron | Thấp ($10^5 – 10^{10}$ n/cm$^3$) | Cao ($> 10^{20}$ n/cm$^3$) |
| Nhiệt độ | Vừa phải ($\sim 10^8$ K) | Cao ($> 10^9$ K) |
| Tốc độ bắt neutron | Chậm | Nhanh |
| Sản phẩm | Đồng vị gần đường ổn định beta | Đồng vị giàu neutron |
| Địa điểm | Sao AGB, một số sao siêu khổng lồ đỏ | Vụ nổ siêu tân tinh, va chạm sao neutron |
Quá trình s, hay quá trình bắt neutron chậm, là một lò luyện hạt nhân quan trọng trong vũ trụ, chịu trách nhiệm tạo ra khoảng một nửa các nguyên tố nặng hơn sắt. Nó diễn ra trong môi trường tương đối “yên bình” của các sao khổng lồ AGB và một số sao siêu khổng lồ đỏ, nơi mật độ neutron thấp ($10^5$ đến $10^{10}$ n/cm$^3$) và nhiệt độ cao (khoảng $10^8$ K). Điểm mấu chốt của quá trình s là tốc độ bắt neutron chậm hơn tốc độ phân rã $\beta^-$. Điều này cho phép hạt nhân không ổn định có thời gian để phân rã thành hạt nhân ổn định hơn trước khi bắt thêm neutron, dẫn đến việc tạo ra các đồng vị gần đường ổn định beta.
Hạt giống của quá trình s thường là $^{56}Fe$. Qua chuỗi phản ứng bắt neutron và phân rã $\beta^-$, $^{56}Fe$ dần dần biến đổi thành các nguyên tố nặng hơn như Sr, Y, Zr, Ba, La, Ce, Pb và Bi. Nguồn neutron chính cho quá trình s đến từ phản ứng $^{13}C(\alpha, n)^{16}O$ và $^{22}Ne(\alpha, n)^{25}Mg$. Các phản ứng này xảy ra trong các lớp vỏ của sao AGB, đặc biệt là trong các đợt hoạt động mạnh mẽ gọi là “vỏ pulses”.
Việc nghiên cứu quá trình s không chỉ giúp chúng ta hiểu về nguồn gốc của các nguyên tố nặng mà còn cung cấp thông tin về cấu trúc và sự tiến hóa của các sao. Phân tích sự phân bố đồng vị của các nguyên tố được tạo ra bởi quá trình s, đặc biệt là các “đồng vị chỉ thị s-only”, cho phép các nhà khoa học tái tạo lại lịch sử của các ngôi sao và thiên hà. Cuối cùng, cần phân biệt quá trình s với quá trình r (quá trình bắt neutron nhanh). Trong khi quá trình s diễn ra chậm và tạo ra các đồng vị gần đường ổn định beta, quá trình r diễn ra nhanh và bùng nổ trong môi trường giàu neutron, tạo ra các đồng vị giàu neutron hơn.
Tài liệu tham khảo:
- Käppeler, F., Gallino, R., Bisterzo, S., & Aoki, W. (2007). The s process: Nuclear physics, stellar models, and galactic chemical evolution. Reviews of Modern Physics, 79(2), 291.
- Wallerstein, G., et al. (1997). Synthesis of the elements in stars: forty years of progress. Reviews of Modern Physics, 69(4), 995.
- Busso, M., Gallino, R., & Wasserburg, G. J. (1999). Nucleosynthesis in asymptotic giant branch stars: Relevance for galactic enrichment and solar system formation. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 37(1), 239.
Câu hỏi và Giải đáp
Tại sao quá trình s lại được gọi là “chậm”?
Trả lời: Quá trình s được gọi là “chậm” vì tốc độ bắt neutron của hạt nhân chậm hơn so với tốc độ phân rã $\beta^-$ của một số hạt nhân không ổn định. Điều này có nghĩa là một hạt nhân không ổn định thường sẽ phân rã $\beta^-$ trước khi kịp bắt thêm một neutron khác.
Làm thế nào để các nhà khoa học xác định được sự đóng góp của quá trình s trong một mẫu vật chất thiên văn?
Trả lời: Bằng cách đo tỉ lệ của các “đồng vị chỉ thị s-only” (các đồng vị chỉ được tạo ra bởi quá trình s, không phải bởi quá trình r). Ví dụ, tỉ lệ $^{152}Gd$/$^{154}Gd$ trong một mẫu vật có thể cho biết mức độ đóng góp của quá trình s.
Điều gì xảy ra trong một “vỏ pulse” của sao AGB và tại sao nó lại quan trọng đối với quá trình s?
Trả lời: “Vỏ pulse” là giai đoạn hoạt động mạnh mẽ trong lớp vỏ heli của sao AGB, nơi nhiệt độ và mật độ neutron tăng cao đột ngột. Điều này tạo điều kiện thuận lợi cho phản ứng $^{22}Ne(\alpha, n)^{25}Mg$, cung cấp một lượng lớn neutron cho quá trình s.
Ngoài sao AGB, quá trình s còn xảy ra ở đâu nữa?
Trả lời: Ngoài sao AGB, quá trình s cũng xảy ra ở một số sao siêu khổng lồ đỏ, mặc dù với hiệu suất thấp hơn. Một số nghiên cứu cũng cho thấy quá trình s có thể xảy ra trong các sao khối lượng nhỏ ở giai đoạn đốt cháy heli trong lõi.
Tại sao việc nghiên cứu quá trình s lại quan trọng đối với việc tìm hiểu về nguồn gốc các nguyên tố?
Trả lời: Quá trình s là một trong những quá trình hạt nhân quan trọng nhất đóng góp vào sự hình thành các nguyên tố nặng hơn sắt trong vũ trụ. Việc nghiên cứu quá trình s giúp chúng ta hiểu rõ hơn về sự phân bố đồng vị của các nguyên tố, từ đó tái tạo lại lịch sử hình thành và tiến hóa của các ngôi sao và thiên hà. Nó cũng giúp chúng ta hiểu được nguồn gốc của các nguyên tố nặng trên Trái Đất.
- Technetium trong sao: Ngôi sao R Andromedae, một sao khổng lồ đỏ, đã cung cấp bằng chứng quan sát đầu tiên về quá trình s. Năm 1950, các nhà khoa học phát hiện ra technetium (Tc) trong quang phổ của ngôi sao này. Điều thú vị là tất cả các đồng vị của technetium đều phóng xạ và có chu kỳ bán rã ngắn (dài nhất là 4,2 triệu năm), ngắn hơn rất nhiều so với tuổi của ngôi sao. Điều này chứng tỏ technetium phải được tạo ra liên tục bên trong ngôi sao, thông qua quá trình s.
- Bismuth, nguyên tố nặng ổn định cuối cùng: Quá trình s có thể tạo ra bismuth ($^{209}Bi$), nguyên tố nặng nhất mà có đồng vị ổn định. Các nguyên tố nặng hơn bismuth đều phóng xạ.
- Vàng từ sao: Một phần nhỏ vàng trên Trái Đất được cho là có nguồn gốc từ quá trình s trong các sao AGB. Tuy nhiên, phần lớn vàng được cho là được tạo ra từ quá trình r trong các sự kiện bùng nổ như va chạm sao neutron.
- Đồng vị chỉ thị s-only: Một số đồng vị chỉ có thể được tạo ra bởi quá trình s, không phải bởi quá trình r. Chúng được gọi là “đồng vị chỉ thị s-only” (ví dụ như $^{152}Gd$, $^{176}Lu$). Nghiên cứu tỉ lệ của các đồng vị này giúp các nhà khoa học xác định mức độ đóng góp của quá trình s trong vật chất sao.
- Xác định tuổi sao bằng đồng vị phóng xạ: Một số đồng vị phóng xạ được tạo ra bởi quá trình s, như $^{87}Rb$ (phân rã thành $^{87}Sr$), có thể được sử dụng để xác định tuổi của các ngôi sao và thiên hà.
- Mối liên hệ với bụi sao: Quá trình s đóng vai trò quan trọng trong việc tạo ra bụi sao trong các sao AGB. Các nguyên tố nặng được tạo ra bởi quá trình s có thể ngưng tụ thành các hạt bụi nhỏ, đóng góp vào sự hình thành của các hành tinh và vật chất liên sao.
- Khoa học hạt nhân và vật lý thiên văn: Nghiên cứu quá trình s là một ví dụ điển hình cho sự kết hợp giữa khoa học hạt nhân và vật lý thiên văn. Việc hiểu rõ các phản ứng hạt nhân diễn ra trong sao giúp chúng ta hiểu rõ hơn về nguồn gốc của các nguyên tố và sự tiến hóa của vũ trụ.