inウィリアム・ファウラーの論文(意訳翻訳版)

1.導入

A. 元素豊富性と核の構造。

宇宙には様々な元素とその同位体が存在する。

1932年以来の「古典的な」核物理学の研究は全ての核が2つの基本的な構成要素で構成されていることを示した。これらは陽子と中性子です。

遅いベータ崩壊プロセスは、低エネルギーで陽子と中性子の間に何らかの交換がある。 非常に高いエネルギーでのみ核子を生成または消滅させることができる。遅いベータ反応が原則として、相互作用のエネルギーが低い場合でも、あるタイプの核物質を別のタイプの核物質に変換することが可能である。

水素、陽子は安定しているが、中性子は安定ではない。さらに、水素は最も豊富な元素であり、ヘリウムは、ppチェーンとCNサイクルによる水素燃焼で作られる。
充填率曲線は、最大の安定性に達していることを示している。
















銀河ではおそらく鉄ニッケルは総質量の
1%未満を占める。

B.元素起源の四つのシナリオ

元素形成の完全に満足できる理論は、原子存在量曲線のすべての特徴を定量的に詳細に説明する必要がある。
これらの理論はガモフ、アルファー、およびハーマンらにより構築された。

星が要素の起源の基本です。対照的に特定の問題を要求する他の理論hyによる指数関数的な減少-合成の希少性の増加Aを増加させるためのAから100へのドロゲン、反射。必要な高度なステージへの恒星進化ビルドAの高さは一般的ではありません。s過程の小さな定数a {ny)へのかなり急激な変更。r過程でのA100サイクリングの勾配。

恒星理論の概要は、宇宙規模で分布している必要な元素の説明である。最も科学的なメカニズムおそらく材料の爆発的な放出である超新星爆発とエネルギーは少ないが頻度の高い新星、星からの放出がより速く穏やかである。進化の巨大な段階で、惑星から星雲へ、原始理論は確かに宇宙スケールで物質を分配しますが、難しさは、分配が空間的に均一であり、かつ宇宙の初期段階になったら時間から独立しているべきであることです。

C.星の生成の一般的特徴

壊滅的な段階を除いて、星は、温度が調整されて星を通るエネルギーの放出量が核エネルギーによってバランスがとられている。この調整に必要な温度は、利用可能な特定の核燃料である。水素にはヘリウムよりも低い温度ヘリウムには炭素よりも温度が高いどエネルギー、以降は鉄で終わる温度シーケンス融合プロセスによる生成はこれで終了である。

水素が恒星の進化が進むと消耗し、温度はヘリウムが燃料として有効になるまで上昇します。ヘリウムが使い果たされると、次の核燃料が作動するまでさらに温度が上がります。自動温度上昇がもたらされる。
いずれの場合も、重力の変換によって熱エネルギーへのエネルギー変換である。

原子核は、より大きく、安定性が向上し、より重い核とより重い核が
鉄に達するまで合成される。軽い核から重い核への漸進的な変換温度が上がる複雑な要因がいくつかある。

1つの星から放出された物質はその後別の星に凝縮され、これは再び生成される。

2.星の生成に含まれる物理過程、それらが起こる場所と時間規模

A.元素合成の様式

水素だけが最初に存在したとして順番に後の議論を明確にするために、これらの概要を示す。



















i)水素燃料

水素燃焼は大部分の原因です。
星のエネルギー生産。水素燃焼による要素合成では、次のサイクルを意味します。
水素からヘリウムを合成し、
炭素、窒素、酸素、ルオリン、ネオンの同位体を合成する。しかし、生成されないナトリウム。

ii)ヘリウム燃焼

これらのプロセスでヘリウムからの炭素、さらにn粒子の追加による
0 "
Ne"、そしておそらくMg "が生産のために必要である。

iiiα過程

これらのプロセスには、n粒子をNeに連続的に追加して合成する。
4
構造の核Mg "Si"S "A"Ca "、及び、おそらくCa〜とTiなども。

iVe過程

これは以前はいわゆる平衡プロセスです
Hoyle(H046、H054)によって議論された非常に高い温度と密度の衝突のもとでの存在曲線における鉄ピークを構成する元素
(バナジウム、クロム、マンガン、鉄、コバルト、エールを合成した。

Vsプロセス

これは、ガンマ線(ey)の放出を伴う中性子捕獲のプロセスであり、
100
年から〜10 5年までの長い時間スケールである。
中性子捕獲が発生する介入ベータと比較した収納速度は減衰します。この合成モードは範囲内の同位体の大部分の生産
23
246(主に合成されたものを除くnプロセスによって)、およびかなりの割合で633209の範囲の同位体。

見積もり中性子捕獲の異なる領域の時間スケールsプロセスのチェーンは、この後の段階で考慮される。
sプロセスは、豊富なピークを生成する。
A = 90、i38、および208で、 3175/5000

(Vi)r過程

これは非常に短い時間での中性子捕獲のプロセスである。
時間スケール、0.01〜100秒ベータ崩壊プロセスの
中性子捕獲の間に散在している。

中性子キャプチャはベータと比較して高速(r)で発生し減衰します。この合成モードは、範囲内の多数の同位体の生成を担います
70&3&209、およびウランおよびトリウム。このプロセスは、
軽元素合成、たとえば、S "、Ca'6、Ca"、およびTi "、Ti"、およびTi "。
fプロセスは、A = 80で豊富なピークを生成します。

(Vii)pプロセス

これは、ガンマ線の放出(p、y)、またはガンマ線吸収に続く中性子の放出(y、e)を伴う陽子捕獲のプロセスです。
比べて存在量が少ない同位体と通常に近い中性子に富む同位体 、多数の陽子の合成を担当を担っている。

B.1~8の過程の割り当て手段







































全ての安定同位体を合成するために必要な
8つのプロセスのうち、水素燃焼、ヘリウム燃焼、0。プロセス、
e
プロセス、およびxプロセスは比較的単純であり、以前の作業および
秒の議論。 IIIIV、およびX。したがって、純粋な水素tc s r Rnd I'occsscs間の割り当てに関する限り懸念される場合、状況はもう少し複雑です。
Suess
UreySu56)およびCoryellCo56)には、
Sb
は、存在量曲線のピークが
6lled
中性子殻を持つ安定した核(2 = 90/ = 50;
2 = 138
Ã82; 2 = 208、%= 126)強く示す
よプロセスの操作、および近くのピーク
2 = 80
130、および194で、bA 8から14にシフトされ、rプロセスの動作に似ています。また、ファウラー等の計算。 (Fo55)提案
フィオ。 II1Io豊富なarithmmaおよびanH =シリコン= 6.000で構築された水素、すべての核を処理
= 10.60
A = oの同位体フィオ。 II1Io豊富なarithmmaおよびanH =シリコン= 6.000で構築された水素、すべての核を処理
= 10.60
A = oの同位体
指定された要素のesは、con-elements e uiです
d
番目のssハッチングmod
c loccsscs dlGer ln this I'cspcc
要素合成の)。ヌクルb hll d
d d 'bothpo b tp
t t lS
te t 'reQCC
lio'tolleutl'011 Pl'ocesses le b 'it b th e tron t O
3つのプロセスのathsareuthen inheated
Inc to dccR bcfolc R 1-
d t e 6gure
。安定した核
i d h ll
中性子iV = 82mdiition
m
のケータリングabundanc p
10
%のニュートロンキャプチャ断面積とe a e f110
中性子が豊富な等圧線のプロセス(forまたはe'am'le ex 3 = 129 Th 'n "d for' 'h" d s A 0rocessaris

C.付加物中の与えられた豊富さと合成割り当て





































記録には
oがすべて含まれています。私たちが持っている情報文に関連するものを収集できた問題。 A11安定同位体の増加順にh 'h 1'主な中性子捕獲thec s 過程で、それを手に入れる。
'
特別な理由のため。テーブルaは元々あなたも要素のbui'1d'ingresします
s
処理する。このため、左の列と左の列が続きます。
中性子捕獲により合成されたnuc1eiの主鎖。右手列は、より複雑な情報同位体を提供します。
by-p-
特別なプロセスによって、またはサブ1方法。 nuc1eiで形成されるベータecay半減期は、sのプロセスの一部が11 betaR decR ecayの前にさらに中性子を取り込む、
wh'1
すなわち残りのベータ崩壊直接eXg〜を形成するチェーン内のいずれか
+ s ol 'Xs + I
)または、ループw111 bc fo1'111cd 1faR nu核はcInlttiil '' g Rn clcctlon ox 'のいずれかによって崩壊します。
陽電子0または電子を放出することにより核Xg〜に続くチェーンの次のステップiven [例は48CdIj8j 111ケース111です。また、ループの開発にも役立ちます。 a11の場合メインチェーン内にあるループの側面がwi bee決定する。
d
より速い反応(中性子捕獲またはη崩壊)a-起こりうる。dlstlnguls h bctwccIl c wc Iluclcl which 1lc ln thc wcR Ranch- I'ancループ、および完全にバイパスされたもの。

D.合成の異なる様式の時間規模

I)水素燃焼時間規模

水素燃焼はすべてのエネルギーの原因です
メインシーケンスでの星の生成。星の後
化学的不均一性である水素の発生に続いて、主なシーケンスを進化させましたシェルでの燃焼は依然として重要なエネルギーのままです。
したがって、水素中の元素の合成燃焼は継続的に進行しており、特定の星のタイムスケールの範囲はそれらにのみ依存しています。
凝縮後の初期質量、およびその点
彼らがされている材料を排出する進化合成された。したがって、これらの時間スケールは10分、大規模な0星と8星の時代から銀河の年齢よりも小さいですが(今日の存在の証拠がないため純水素の原始星)。
Z)ヘリウム燃焼-時間スケールヘリウム燃焼は、巨大な枝に進化した星
IJE
図。この地域では、10 '度と。 10 'g / ccの密度に達する。
Hoyle and Schwarzschild
Ho55)の理論計算によると、これらの条件Cの合成が可能になります。
Sa52Co57Sa57)。 0 "Ne"Mg "の生成につながるさらなるヘム燃焼反応。しかし、適切な条件下で行うことができます
合成されるこれらの同位体の量は、クーロン障壁が大きくなります(セクションIIIを参照)。したがって、ヘリウム燃焼のタイムスケールは、星が赤くなった後の寿命巨人。巨人の進化のモード以来枝はまだ理解されていません、作るのが難しいです今回の正確な推定は、しかしの計算
ホイルとシュワルツシルトとホイルとハセルグローブ(Ho56a)は、10分のタイムスケール-のための108年この地域で進化する星は合理的です。
このプロセスには、比較的大きなZの原子核、温度が必要10 '度(セクションIIIを参照)。したがって、これは条件は、星が収縮しているときにのみ到達します。上記のヘリウム燃焼に続きます。その結果、この状況を仮定できます。
星の後、進化の後期に到達する。
巨大な枝を残しました。関係するタイムスケールは推定するのが難しい。それはおそらく比較して短いです。
星が巨人の中で進化するのに時間がかかった地域ですが、eの時間スケールと比較すると、rおよびpプロセス。によって構築される最後の核であるTi4 'の合成に関する議論このプロセスは、先行する核からの生産のタイムスケールが&20年であることを示唆しています。この引数の詳細は、セクションIII Dに示されています。0全体のタイムスケールの合計は、範囲内にある可能性があります。10'—10 '年。

4)早い時間規模

eプロセスA.—sは、秒で説明されています。 IVおよびXII、これ
プロセスは、温度と密度の極端な条件下で、おそらく超新星の直前に起こります。
爆発。関係する時間スケールは、次のものである場合があります
秒または分。
r
プロセス。このプロセスの核物理学では、中性子を非常に迅速に追加する必要があるため、最大値を追加するための合計時間スケール
鉄核あたり約200個の中性子は10100秒です。
自発的なCf '"の核分裂は崩壊の形の原因であるを持つタイプIの超新星の光度曲線半減期が55日近くの指数関数形式。
これは、rプロセスがそのような爆発(Bu56)でプレーします。タイムスケールそのような爆発の爆発的な段階のために最短1001000秒。さらなるサポートはこれに基づく計算結果の比較観測された同位体の存在量に関する仮説このプロセスによって構築されました(セクションVIIおよびVIII)。pプロセス。—以前は、プロセスはの超新星の爆発で行われます
タイプIIと同等のタイムスケールでt '処理する。

5s-プロセス時間規模

以前の研究では、s-プロセスは
現在、いくつかの赤い巨人のインテリアで起こっています
星(Ca55Fo55)。テクネチウムの存在
メリルが観測した5種類の星の大気(Me52)、および炭素とMタイプの程度は低い星、aGordsの核活動の決定的な証拠
中性子捕獲を含むは、現在進行中です。これらの星の内部。この要素は
合成され、星の表面に混合され、以下の時間、または少なくとも同じ次の時間、最長寿命のベータ崩壊に対する半減期
半減期2X10 'のテクネチウム(Tc "の同位体年)。これは、その結果と互換性があります。星の巨大な枝で進化するために撮影HR図は約10年です。反応のうちC "n e0"およびNe "aeMg'4は、中性子の生成を可能にし、前者は十分な供給を提供します。

3.酸素燃焼、ヘリウム燃焼、α過程と中性子製造

A. 交差要因と反応比率

B. 純粋酸素燃焼

C. 純粋ヘリウム燃焼

D. α過程

4 e過程

5 sとr過程:一般考察

6 s過程の詳細

7 r過程の詳細

8 rとs過程の拡張と終結

9 p過程

10 x過程

11 星の科学構成の種類とそれらの様々な合成過程上の振る舞い

12 一般宇宙学

13 結論

===以後は省略===