中性子を捕獲する遅いプロセス（sプロセス）は、星で発生する元素合成のプロセスの1つです。その結果、宇宙の元素の約半分は鉄よりも重いです。
s過程に関係する2つの重要な反応は、ネオン22（アルファ、ガンマ）とネオン22（アルファ、中性子）です。これらの反応では、中性子が豊富なネオン22がアルファ粒子を捕獲します。捕獲は、エネルギーを与えられた状態でマグネシウム26を生成します。これは、追加のエネルギーを受け取ったことを意味します。
次に、エネルギーを放出し、通常の状態でマグネシウム26につながるガンマ線、またはマグネシウム25につながる中性子のいずれかを放出します。ネオン-22（アルファ、ガンマ）とネオン-22（アルファ、中性子）の反応速度は、s過程に大きな影響を与えます。これは、セレン、クリプトン、ルビジウム、ストロンチウム、ジルコニウムなどの元素の含有量に影響します。
科学者たちは長い間質問に答えようとしてきました、宇宙の要素の起源は何ですか？これに対する答えは非常に困難です。それには、多くの分野の研究者の協力と膨大な量の実験データが必要です。
この質問への答えの一部は、鉄より重い元素を作り出す特定のプロセスを理解することです。これらの元素のいくつかは、中性子捕獲（s過程）を伴う星内部の特定の核反応の結果として形成されます。
中性子は不安定であり、このプロセスに燃料を供給するために継続的に生成する必要があります。中性子源の反応の強さを決定することは、元素合成のこのシナリオを理解するために重要です。
22Ne（α、γ）26Mgと22Ne（α、n）25Mgの2つの反応がs過程中の中性子束に強い影響を及ぼします。これらの確率（反応断面積と呼ばれる）は恒星内元素合成に対応するエネルギーで非常に低いため、これらの反応の確率を直接測定することは困難です。
核物理学者のグループは、2つの間接的な方法を使用して、両方の反応の確率を決定しました。どちらの方法でも、テキサス大学A＆Mのサイクロトロンインスティテュートで生成された22ネオンビームを使用しました。
ある研究では、科学者はアルファ粒子が26マグネシウムの最も重要な励起状態を崩壊させる可能性を測定しました。別の実験では、同じ励起状態の中性子/ガンマ分岐比を直接測定しました。
これらの研究の組み合わせにより、科学者は一貫した結論に至りました。反応22Ne（α、n）25Mgの実際の確率は、一般的に受け入れられている確率の3分の1です。
この発見により、セレン、クリプトン、ルビジウム、ストロンチウム、ジルコニウムなど、sプロセスの一部の元素の最終的な含有量が大幅に変化します。
2021-08-07 17:18:13
著者: Vitalii Babkin