この記事は検証可能な参考文献や出典が全く示されていないか、不十分です。出典を追加して記事の信頼性向上にご協力ください。（このテンプレートの使い方）
出典検索?: "S過程"
s過程（エスかてい、s-Process = slow-Process）は、漸近巨星分枝星内で、恒星の寿命スケールの時間で起きる元素合成過程。中性子捕獲で起きる。中性子捕獲の後、次の中性子捕獲をするまでにベータ崩壊する期間が十分あり、核図表のベータ安定線に沿って安定同位体を推移しながら核子が増えていく。鉄より重い重元素の元素合成過程の半分を占め、元素合成で重要な役割を占める。高速な中性子捕獲過程であるr過程との違いは、その時間スケールである。 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。 s過程は、漸近巨星分枝星で行われるといわれている。r過程が数秒間の爆発的な過程であるのに対し、s過程は千年単位の時間をかけて行われる過程であると考えられている。s過程が核図表の質量数の高い部分へ行く度合は、その星がどれだけ中性子を生成できるかと、鉄の初期分布量による。鉄は中性子捕獲とベータ崩壊による元素合成の出発物質（種）となる。主な中性子の供給源は C 6 13 + 2 4 He ⟶ O 8 16 + n {\displaystyle {\ce {^{13}_{6}C\ +_{2}^{4}He->{}_{8}^{16}O\ +{\mathit {n}}}}} Ne 10 22 + 2 4 He ⟶ Mg 12 25 + n {\displaystyle {\ce {^{22}_{10}Ne\ +_{2}^{4}He->{}_{12}^{25}Mg\ +{\mathit {n}}}}} Ag から Sbまでのs過程。beta decay = ベータ崩壊、neutron capture = 中性子捕獲。 となる。主なs過程と、弱いs過程の部分を区別する。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、低金属量の星で行われる過程であり、低質量の漸近巨星分枝星で起きると考えられている[7]。
歴史
核反応
